Ciclo CNO
El ciclo CNO (para carbono-nitrógeno-oxígeno; a veces llamado ciclo Bethe-Weizsäcker en honor a Hans Albrecht Bethe y Carl Friedrich von Weizsäcker) es uno de los dos ciclos conocidos conjuntos de reacciones de fusión mediante las cuales las estrellas convierten el hidrógeno en helio, la otra es la reacción en cadena protón-protón (ciclo p-p), que es más eficiente a la temperatura central del Sol. Se supone que el ciclo CNO es dominante en estrellas que son más de 1,3 veces más masivas que el Sol.
A diferencia de la reacción protón-protón, que consume todos sus constituyentes, el ciclo CNO es un ciclo catalítico. En el ciclo CNO, cuatro protones se fusionan utilizando isótopos de carbono, nitrógeno y oxígeno como catalizadores, cada uno de los cuales se consume en un paso del ciclo CNO, pero se regenera en un paso posterior. El producto final es una partícula alfa (un núcleo de helio estable), dos positrones y dos neutrinos electrónicos.
Hay varios caminos alternativos y catalizadores involucrados en los ciclos CNO, todos estos ciclos tienen el mismo resultado neto:
- 4 1
1H
+ 2
e−- → 4
2Él
+ 2
e+
+ 2
e−
+ 2
.
e + 3
γ
+ 24.7 MeV - → 4
2Él
+ 2
.
e + 7
γ
+ 26.7 MeV
- → 4
Los positrones se aniquilarán casi instantáneamente con los electrones, liberando energía en forma de rayos gamma. Los neutrinos escapan de la estrella llevándose algo de energía. Un núcleo pasa a convertirse en isótopos de carbono, nitrógeno y oxígeno a través de una serie de transformaciones en un bucle sin fin.
La cadena protón-protón es más prominente en estrellas de la masa del Sol o menos. Esta diferencia se deriva de las diferencias de dependencia de la temperatura entre las dos reacciones; La reacción en cadena pp comienza a temperaturas alrededor de 4×106 K (4 megakelvin), lo que la convierte en la fuente de energía dominante en las estrellas más pequeñas. Una cadena de CNO automantenida comienza aproximadamente en 15×106 K, pero su producción de energía aumenta mucho más rápidamente con el aumento de las temperaturas, por lo que se convierte en la fuente de energía dominante en aproximadamente 17× 106 K.
El Sol tiene una temperatura central de alrededor de 15,7×106 K, y solo 1.7% de 4He núcleos producidos en el Sol son nacido en el ciclo CNO.
El proceso CNO-I fue propuesto de forma independiente por Carl von Weizsäcker y Hans Bethe a fines de la década de 1930.
Los primeros informes de la detección experimental de los neutrinos producidos por el ciclo CNO en el Sol se publicaron en 2020. Esta fue también la primera confirmación experimental de que el Sol tenía un ciclo CNO, que la magnitud propuesta del ciclo era precisa, y que von Weizsäcker y Bethe tenían razón.
Ciclos CNO en frío
En las condiciones típicas que se encuentran en las estrellas, la quema de hidrógeno catalítico por los ciclos CNO está limitada por las capturas de protones. Específicamente, la escala de tiempo para la desintegración beta de los núcleos radiactivos producidos es más rápida que la escala de tiempo para la fusión. Debido a las largas escalas de tiempo involucradas, los ciclos fríos de CNO convierten el hidrógeno en helio lentamente, lo que les permite alimentar estrellas en equilibrio inactivo durante muchos años.
CNO-I
El primer ciclo catalítico propuesto para la conversión de hidrógeno en helio se denominó inicialmente ciclo de carbono-nitrógeno (ciclo CN), también conocido como ciclo Bethe-Weizsäcker en honor al trabajo independiente de Carl Friedrich von Weizsäcker en 1937–38 y Hans Bethe. Los artículos de Bethe de 1939 sobre el ciclo CN se basaron en tres artículos anteriores escritos en colaboración con Robert Bacher y Milton Stanley Livingston y que se conocieron informalmente como "Bethe's Bible". Fue considerado el trabajo estándar sobre física nuclear durante muchos años y fue un factor importante para que se le concediera el Premio Nobel de Física en 1967. Los cálculos originales de Bethe sugirieron que el ciclo CN era la principal fuente de energía del Sol. Esta conclusión surgió de una creencia que ahora se sabe que es errónea, que la abundancia de nitrógeno en el sol es de aproximadamente el 10%; en realidad es menos del medio por ciento. El ciclo CN, llamado así porque no contiene isótopos estables de oxígeno, implica el siguiente ciclo de transformaciones:
- 126C →137N →136C → 147N → 158O → 157N → 12
6C
Este ciclo ahora se entiende como la primera parte de un proceso más grande, el ciclo CNO, y las principales reacciones en esta parte del ciclo (CNO-I) son:
12
6C+ 1
1H→ 13
7N+ γ + 1.95 MeV 13
7N→ 13
6C+ e+ + . + 1.20 MeV (media vida de 9.965 minutos) 13
6C+ 1
1H→ 14
7N+
γ+ 7.54 MeV 14
7N+ 1
1H→ 15
8O+
γ+ 7.35 MeV 15
8O→ 15
7N+
e++
.
e+ 1.73 MeV (media vida de 122,24 segundos) 15
7N+ 1
1H→ 12
6C+ 4
2Él+ 4.96 MeV
donde el núcleo de carbono-12 utilizado en la primera reacción se regenera en la última reacción. Después de que los dos positrones emitidos se aniquilen con dos electrones ambientales que produzcan 2,04 MeV, la energía total liberada en un ciclo es 26,73 MeV; en algunos textos, los autores incluyen erróneamente la energía de aniquilación de positrones con el valor Q de desintegración beta y luego descuidan la cantidad igual de energía liberada por la aniquilación, lo que genera una posible confusión. Todos los valores se calculan con referencia a la Evaluación de masa atómica de 2003.
La reacción limitante (más lenta) en el ciclo CNO-I es la captura de protones en 14
7N
. En 2006 se midió experimentalmente hasta energías estelares, revisando la edad calculada de los cúmulos globulares en alrededor de mil millones de años.
Los neutrinos emitidos en la desintegración beta tendrán un espectro de rangos de energía, porque aunque se conserva el momento, el momento puede compartirse de cualquier manera entre el positrón y el neutrino, emitiéndose cualquiera en reposo y el otro quitándose toda la energía., o cualquier cosa intermedia, siempre que se use toda la energía del valor Q. El momento total recibido por el positrón y el neutrino no es lo suficientemente grande como para causar un retroceso significativo del núcleo hijo mucho más pesado y, por lo tanto, su contribución a la energía cinética de los productos, por la precisión de los valores dados aquí, puede despreciarse. Así, el neutrino emitido durante la desintegración del nitrógeno-13 puede tener una energía desde cero hasta 1,20 MeV, y el neutrino emitido durante la descomposición del oxígeno-15 puede tener una energía desde cero hasta 1,73 MeV. En promedio, los neutrinos se llevan alrededor de 1,7 MeV de la producción total de energía en cada bucle del ciclo, lo que deja alrededor de 25 MeV disponibles para producir luminosidad.
CNO-II
En una rama menor de la reacción anterior, que ocurre en el núcleo del Sol el 0,04 % del tiempo, se muestra la reacción final que implica 157N arriba no produce carbono-12 y una partícula alfa, sino que produce oxígeno-16 y un fotón y continúa
- 157N→168O→179F→178O→147N→158O→15
7N
En detalle:
15
7N+ 1
1H→ 16
8O+
γ+ 12.13 MeV 16
8O+ 1
1H→ 17
9F+
γ+ 0.60 MeV 17
9F→ 17
8O+
e++
.
e+ 2.76 MeV (vida media de 64,49 segundos) 17
8O+ 1
1H→ 14
7N+ 4
2Él+ 1.19 MeV 14
7N+ 1
1H→ 15
8O+
γ+ 7.35 MeV 15
8O→ 15
7N+
e++
.
e+ 2.75 MeV (media vida de 122,24 segundos)
Al igual que el carbono, el nitrógeno y el oxígeno involucrados en la rama principal, el flúor producido en la rama menor es simplemente un producto intermedio; en estado estacionario, no se acumula en la estrella.
CNO-III
Esta rama subdominante es significativa solo para estrellas masivas. Las reacciones comienzan cuando una de las reacciones en CNO-II da como resultado flúor-18 y un fotón en lugar de nitrógeno-14 y una partícula alfa, y continúa.
- 178O → 189F → 188O → 157N → 168O → 179F → 17
8O
En detalle:
17
8O+ 1
1H→ 18
9F+
γ
+ 5.61 MeV 18
9F
→ 18
8O
+
e+
+
.
e+ 1.656 MeV (half-life of 109.771 min) 18
8O
+ 1
1H
→ 15
7N
+ 4
2Él
+ 3.98 MeV 15
7N
+ 1
1H→ 16
8O
+
γ
+ 12.13 MeV 16
8O
+ 1
1H
→ 17
9F
+
γ
+ 0.60 MeV 17
9F
→ 17
8O
+
e+
+
.
e+ 2.76 MeV (half-life of 64.49 s)
CNO-IV
Al igual que el CNO-III, esta rama también es significativa solo en estrellas masivas. Las reacciones se inician cuando una de las reacciones en CNO-III da como resultado flúor-19 y un fotón en lugar de nitrógeno-15 y una partícula alfa, y continúa
- 188O→199F→168O→179F→178O→189F→188O
En detalle:
18
8O+ 1
1H→ 19
9F+
γ+ 7.994 MeV 19
9F+ 1
1H→ 16
8O+ 4
2Él+ 8.114 MeV 16
8O+ 1
1H→ 17
9F+
γ+ 0.60 MeV 17
9F→ 17
8O+
e++
.
e+ 2.76 MeV (vida media de 64,49 segundos) 17
8O+ 1
1H→ 18
9F+
γ+ 5.61 MeV 18
9F→ 18
8O+
e++
.
e+ 1.656 MeV (media vida de 109.771 minutos)
En algunos casos 18
9F
puede se combinan con un núcleo de helio para iniciar un ciclo de sodio-neón.
Ciclos CNO calientes
En condiciones de temperatura y presión más altas, como las que se encuentran en las novas y los estallidos de rayos X, la tasa de captura de protones supera la tasa de desintegración beta, lo que lleva la quema a la línea de goteo de protones. La idea esencial es que una especie radiactiva capturará un protón antes de que pueda desintegrarse beta, abriendo nuevas vías de combustión nuclear que de otro modo serían inaccesibles. Debido a las temperaturas más altas involucradas, estos ciclos catalíticos se denominan típicamente ciclos CNO calientes; debido a que las escalas de tiempo están limitadas por desintegraciones beta en lugar de capturas de protones, también se denominan ciclos CNO limitados por beta.
HCNO-I
La diferencia entre el ciclo CNO-I y el ciclo HCNO-I es que 137N captura un protón en lugar de decaer, lo que lleva a la secuencia total
- 126C→137N→148O→147N→158O→157N→12
6C
En detalle:
12
6C+ 1
1H→ 13
7N+ γ + 1.95 MeV 13
7N+ 1
1H→ 14
8O+
γ+ 4.63 MeV 14
8O→ 14
7N+ e+ + . + 5.14 MeV (vida media de 70.641 segundos) 14
7N+ 1
1H→ 15
8O+
γ+ 7.35 MeV 15
8O→ 15
7N+
e++
.
e+ 2.75 MeV (media vida de 122,24 segundos) 15
7N+ 1
1H→ 12
6C+ 4
2Él+ 4.96 MeV
HCNO-II
La diferencia notable entre el ciclo CNO-II y el ciclo HCNO-II es que 179F captura un protón en lugar de decaer, y el neón se produce en una reacción posterior en 189F, que lleva a la secuencia total
- 157N→168O→179F→1810Ne→189F→158O→15
7N
En detalle:
15
7N+ 1
1H→ 16
8O+
γ+ 12.13 MeV 16
8O+ 1
1H→ 17
9F+
γ+ 0.60 MeV 17
9F+ 1
1H→ 18
10Ne+
γ+ 3.92 MeV 18
10Ne→ 18
9F+
e++
.
e+ 4.44 MeV (la mitad de la vida de 1.672 segundos) 18
9F+ 1
1H→ 15
8O+ 4
2Él+ 2.88 MeV 15
8O→ 15
7N+
e++
.
e+ 2.75 MeV (media vida de 122,24 segundos)
HCNO-III
Una alternativa al ciclo HCNO-II es que 189F captura un protón que se mueve hacia una mayor masa y utiliza el mismo mecanismo de producción de helio que el CNO-IV ciclo como
- 18
9F
→1910Ne→199F→168O→179F→1810Ne→18
9F
En detalle:
18
9F+ 1
1H→ 19
10Ne+
γ+ 6.41 MeV 19
10Ne→ 19
9F+
e++
.
e+ 3.32 MeV (media vida de 17,22 segundos) 19
9F+ 1
1H→ 16
8O+ 4
2Él+ 8.11 MeV 16
8O+ 1
1H→ 17
9F+
γ+ 0.60 MeV 17
9F+ 1
1H→ 18
10Ne+
γ+ 3.92 MeV 18
10Ne→ 18
9F+
e++
.
e+ 4.44 MeV (la mitad de la vida de 1.672 segundos)
Uso en astronomía
Mientras que el número total de "catalíticos" los núcleos se conservan en el ciclo, en la evolución estelar se alteran las proporciones relativas de los núcleos. Cuando el ciclo alcanza el equilibrio, la proporción de núcleos de carbono-12/carbono-13 se eleva a 3,5, y el nitrógeno-14 se convierte en el núcleo más numeroso, independientemente de la composición inicial. Durante la evolución de una estrella, los episodios de mezcla convectiva mueven material, dentro del cual ha operado el ciclo CNO, desde el interior de la estrella hasta la superficie, alterando la composición observada de la estrella. Se observa que las estrellas gigantes rojas tienen proporciones más bajas de carbono-12/carbono-13 y carbono-12/nitrógeno-14 que las estrellas de la secuencia principal, lo que se considera una evidencia convincente del funcionamiento del ciclo CNO.