CNO döngüsü - CNO cycle
CNO çevrimi için ( karbon - azot - oksijen , de denir Bethe-Weizsäcker döngüsü sonrasında Hans Albrecht Bethe ve Carl Friedrich von Weizsacker ) bilinen iki set biridir füzyon reaksiyonları hangi yıldız dönüştürmek hidrojen için helyum karışımları için, bir proton -proton zincir reaksiyonu daha etkilidir (s döngüsü), güneş 'in çekirdek sıcaklığı. CNO döngüsünün Güneş'ten 1,3 kat daha büyük kütleli yıldızlarda baskın olduğu varsayılmaktadır .
Tüm bileşenlerini tüketen proton-proton reaksiyonunun aksine, CNO döngüsü katalitik bir döngüdür . CNO döngüsünde, her biri CNO döngüsünün bir adımında tüketilen, ancak daha sonraki bir adımda yeniden oluşturulan karbon, nitrojen ve oksijen izotoplarını katalizör olarak kullanarak dört proton birleşir. Nihai ürün, bir alfa parçacığı (kararlı bir helyum çekirdeği), iki pozitron ve iki elektron nötrinodur .
CNO döngülerinde yer alan çeşitli alternatif yollar ve katalizörler vardır, tüm bu döngüler aynı net sonuca sahiptir:
- 4 1
1H
+ 2
e-
- → 4
2o
+ 2
e+
+ 2
e-
+ 2
ν
e + 3
y
+ 24.7 MeV
- → 4
2o
+ 2
ν
e + 7
y
+ 26,7 MeV
- → 4
Pozitronlar elektronlarla neredeyse anında yok olacaklar ve gama ışınları şeklinde enerji açığa çıkaracaklar . Nötrinolar, bir miktar enerjiyi alarak yıldızdan kaçarlar. Bir çekirdek, sonsuz bir döngüde bir dizi dönüşüm yoluyla karbon, nitrojen ve oksijen izotopları haline gelir.
Proton-proton zinciri, Güneş'in kütlesi veya daha az olan yıldızlarda daha belirgindir. Bu fark, iki reaksiyon arasındaki sıcaklık bağımlılığı farklılıklarından kaynaklanmaktadır; pp-zincir reaksiyonu yaklaşık sıcaklıklarda başlar4 x 10 6 K daha küçük yıldızlı baskın bir enerji kaynağı yapmak (4 megakelvin). Kendi kendini idame ettiren bir CNO zinciri yaklaşık olarak15 x 10 6 K , ancak enerji çıkışı yaklaşık enerjinin baskın kaynağı olur, böylece artan sıcaklıklara ile çok daha hızlı bir şekilde yükselir17 x 10 6 K .
Güneş'in çekirdek sıcaklığı yaklaşık olarak15.7 × 10 6 K ve yalnızca% 1.7 arasında4
o
Güneş'te üretilen çekirdekler CNO döngüsünde doğar.
CNO I işlemi birbirinden bağımsız olarak önerdiği Carl von Weizsacker ve Hans Bethe 1930'ların sonunda.
Güneş'te CNO döngüsü tarafından üretilen nötrinoların deneysel tespitinin ilk raporları 2020'de yayınlandı. Bu aynı zamanda Güneş'in bir CNO döngüsüne sahip olduğunun, döngünün önerilen büyüklüğünün doğru olduğunun ve bu döngünün önerilen büyüklüğünün doğru olduğunun ilk deneysel onayıydı. von Weizsäcker ve Bethe haklıydı.
Soğuk CNO döngüleri
Yıldızlarda bulunan tipik koşullar altında, CNO döngüleri tarafından yanan katalitik hidrojen, proton yakalamalarıyla sınırlıdır . Spesifik olarak, için zaman ölçeği beta bozunması ve radyoaktif çekirdeklerin daha hızlı füzyon için zaman ölçeği daha üretti. İlgili uzun zaman çizelgeleri nedeniyle, soğuk CNO döngüleri hidrojeni yavaş yavaş helyuma dönüştürerek, yıldızların uzun yıllar boyunca sessiz dengede güç vermelerini sağlar.
CNO-I
Hidrojenin helyuma dönüştürülmesi için önerilen ilk katalitik döngü, başlangıçta , 1937-38'de Carl Friedrich von Weizsäcker'in bağımsız çalışması onuruna Bethe-Weizsäcker döngüsü olarak da adlandırılan karbon-azot döngüsü (CN döngüsü) olarak adlandırıldı. ve Hans Bethe . Bethe'nin CN döngüsü hakkındaki 1939 makaleleri, Robert Bacher ve Milton Stanley Livingston ile birlikte yazılmış ve gayri resmi olarak "Bethe'nin İncili" olarak bilinen daha önceki üç makaleye dayanıyordu . Uzun yıllar nükleer fizik üzerine standart bir çalışma olarak kabul edildi ve 1967 Nobel Fizik Ödülü'ne layık görülmesinde önemli bir faktördü . Bethe'nin orijinal hesaplamaları, CN döngüsünün Güneş'in birincil enerji kaynağı olduğunu öne sürdü. Bu sonuç, artık yanlış olduğu bilinen , güneşteki nitrojen bolluğunun yaklaşık %10 olduğu inancından doğmuştur ; aslında yüzde yarımdan daha az. Kararlı oksijen izotopu içermediği için adlandırılan CN döngüsü, aşağıdaki dönüşüm döngüsünü içerir:
Bu döngü artık daha büyük bir sürecin, CNO döngüsünün ilk parçası olarak anlaşılmaktadır ve döngünün bu bölümündeki (CNO-I) ana reaksiyonlar şunlardır:
12
6C
+ 1
1H
→ 13
7n
+
y
+ 1,95 MeV 13
7n
→ 13
6C
+
e+
+
ν
e+ 1.20 MeV ( 9.965 dakikalık yarı ömür ) 13
6C
+ 1
1H
→ 14
7n
+
y
+ 7,54 MeV 14
7n
+ 1
1H
→ 15
8Ö
+
y
+ 7,35 MeV 15
8Ö
→ 15
7n
+
e+
+
ν
e+ 1.73 MeV (2.034 dakikalık yarı ömür) 15
7n
+ 1
1H
→ 12
6C
+ 4
2o
+ 4,96 MeV
burada ilk reaksiyonda kullanılan karbon-12 çekirdeği, son reaksiyonda yeniden üretilir. Yayılan iki pozitron , ek 2.04 MeV üreten iki ortam elektronu ile yok olduktan sonra, bir döngüde salınan toplam enerji 26.73 MeV'dir; bazı metinlerde, yazarlar yanlışlıkla pozitron yok etme enerjisini beta bozunumu Q değeriyle dahil etmekte ve ardından yok olma ile salınan eşit miktarda enerjiyi ihmal ederek olası bir karışıklığa yol açmaktadır. Tüm değerler Atomik Kütle Değerlendirmesi 2003 referans alınarak hesaplanmıştır.
CNO I döngüsünde sınırlayıcı (yavaş) reaksiyonudur proton yakalama ile14
7n
. 2006'da, küresel kümelerin hesaplanan yaşını yaklaşık 1 milyar yıl revize ederek, deneysel olarak yıldız enerjilerine kadar ölçüldü .
Nötrinolar rağmen nedeniyle beta çözünmesi içinde yayılan enerji aralıkları bir spektrum olacak momentum korunur , ivme ya istirahat yayılan ve diğer alarak uzağa tam enerji veya herhangi bir şeyle, pozitron ve nötrinoya arasında herhangi bir şekilde paylaşılabilir arasında, Q-değerindeki tüm enerji kullanıldığı sürece. Elektron ve nötrino tarafından alınan toplam momentum , çok daha ağır olan yavru çekirdeğin önemli bir geri tepmesine neden olacak kadar büyük değildir ve bu nedenle, burada verilen değerlerin kesinliği için ürünlerin kinetik enerjisine katkısı ihmal edilebilir. Böylece, nitrojen-13'ün bozunması sırasında yayılan nötrino, sıfırdan 1.20 MeV'ye kadar bir enerjiye sahip olabilir ve oksijen-15'in bozunması sırasında yayılan nötrino, sıfırdan 1.73 MeV'ye kadar bir enerjiye sahip olabilir. Ortalama olarak, toplam enerji çıkışının yaklaşık 1,7 MeV'si, döngünün her döngüsü için nötrinolar tarafından alınır ve parlaklık üretmek için yaklaşık 25 MeV kullanılabilir durumda kalır .
CNO-II
Güneş'in çekirdeğinde zamanın %0.04'ünde meydana gelen yukarıdaki reaksiyonun küçük bir dalında, son reaksiyon aşağıdakileri içerir: 15
7n
yukarıda gösterilen karbon-12 ve bir alfa parçacığı üretmez, bunun yerine oksijen-16 ve bir foton üretir ve devam eder.
Detayda:
15
7n
+ 1
1H
→ 16
8Ö
+
y
+ 12.13 MeV 16
8Ö
+ 1
1H
→ 17
9F
+
y
+ 0.60 MeV 17
9F
→ 17
8Ö
+
e+
+
ν
e+ 2.76 MeV (64.49 saniyelik yarı ömür) 17
8Ö
+ 1
1H
→ 14
7n
+ 4
2o
+ 1.19 MeV 14
7n
+ 1
1H
→ 15
8Ö
+
y
+ 7,35 MeV 15
8Ö
→ 15
7n
+
e+
+
ν
e+ 2,75 MeV (122.24 saniyelik yarı ömür)
Ana dalda yer alan karbon, nitrojen ve oksijen gibi, küçük dalda üretilen flor da yalnızca bir ara üründür; kararlı durumda, yıldızda birikmez.
CNO-III
Bu alt baskın dal sadece büyük kütleli yıldızlar için önemlidir. Reaksiyonlar, CNO-II'deki reaksiyonlardan biri nitrojen-14 ve alfa yerine flor-18 ve gama ile sonuçlandığında başlar ve devam eder.
Detayda:
17
8Ö
+ 1
1H
→ 18
9F
+
y
+ 5.61 MeV 18
9F
→ 18
8Ö
+
e+
+
ν
e+ 1.656 MeV (109.771 dakikalık yarı ömür) 18
8Ö
+ 1
1H
→ 15
7n
+ 4
2o
+ 3.98 MeV 15
7n
+ 1
1H
→ 16
8Ö
+
y
+ 12.13 MeV 16
8Ö
+ 1
1H
→ 17
9F
+
y
+ 0.60 MeV 17
9F
→ 17
8Ö
+
e+
+
ν
e+ 2.76 MeV (64.49 saniyelik yarı ömür)
CNO-IV
CNO-III gibi, bu dal da yalnızca büyük kütleli yıldızlarda önemlidir. Reaksiyonlar, CNO-III'deki reaksiyonlardan biri nitrojen-15 ve alfa yerine florin-19 ve gama ile sonuçlandığında başlatılır ve devam eder:
18
8Ö
→19
9F
→16
8Ö
→17
9F
→17
8Ö
→18
9F
→18
8Ö
Detayda:
18
8Ö
+ 1
1H
→ 19
9F
+
y
+ 7.994 MeV 19
9F
+ 1
1H
→ 16
8Ö
+ 4
2o
+ 8.114 MeV 16
8Ö
+ 1
1H
→ 17
9F
+
y
+ 0.60 MeV 17
9F
→ 17
8Ö
+
e+
+
ν
e+ 2.76 MeV (64.49 saniyelik yarı ömür) 17
8Ö
+ 1
1H
→ 18
9F
+
y
+ 5.61 MeV 18
9F
→ 18
8Ö
+
e+
+
ν
e+ 1.656 MeV (109.771 dakikalık yarı ömür)
Bazı durumlarda 18
9F
bir sodyum-neon döngüsünü başlatmak için bir helyum çekirdeği ile birleşebilir.
Sıcak CNO döngüleri
Nova ve x-ışını patlamalarında bulunanlar gibi daha yüksek sıcaklık ve basınç koşulları altında , proton yakalama hızı beta bozunma oranını aşarak yanmayı proton damlama hattına iter . Temel fikir, bir radyoaktif türün bir protonu beta bozunmadan önce yakalayarak, aksi takdirde erişilemeyecek yeni nükleer yanma yolları açmasıdır. İlgili daha yüksek sıcaklıklar nedeniyle, bu katalitik döngüler tipik olarak sıcak CNO döngüleri olarak adlandırılır; Zaman çizelgeleri proton yakalamaları yerine beta bozunmaları ile sınırlandığından , bunlara beta-sınırlı CNO döngüleri de denir.
HCNO-I
CNO-I döngüsü ile HCNO-I döngüsü arasındaki fark şudur: 13
7n
çürümek yerine bir proton yakalar ve toplam diziye yol açar
Detayda:
12
6C
+ 1
1H
→ 13
7n
+
y
+ 1,95 MeV 13
7n
+ 1
1H
→ 14
8Ö
+
y
+ 4.63 MeV 14
8Ö
→ 14
7n
+
e+
+
ν
e+ 5.14 MeV ( 70.641 saniyelik yarı ömür ) 14
7n
+ 1
1H
→ 15
8Ö
+
y
+ 7,35 MeV 15
8Ö
→ 15
7n
+
e+
+
ν
e+ 2,75 MeV (122.24 saniyelik yarı ömür) 15
7n
+ 1
1H
→ 12
6C
+ 4
2o
+ 4,96 MeV
HCNO-II
CNO-II döngüsü ile HCNO-II döngüsü arasındaki dikkate değer fark şudur: 17
9F
bozunmak yerine bir protonu yakalar ve sonraki reaksiyonda neon üretilir. 18
9F
, toplam diziye yol açan
Detayda:
15
7n
+ 1
1H
→ 16
8Ö
+
y
+ 12.13 MeV 16
8Ö
+ 1
1H
→ 17
9F
+
y
+ 0.60 MeV 17
9F
+ 1
1H
→ 18
10Ne
+
y
+ 3.92 MeV 18
10Ne
→ 18
9F
+
e+
+
ν
e+ 4.44 MeV (1.672 saniyelik yarı ömür) 18
9F
+ 1
1H
→ 15
8Ö
+ 4
2o
+ 2.88 MeV 15
8Ö
→ 15
7n
+
e+
+
ν
e+ 2,75 MeV (122.24 saniyelik yarı ömür)
HCNO-III
HCNO-II döngüsüne bir alternatif şudur: 18
9F
daha yüksek kütleye doğru hareket eden ve CNO-IV döngüsüyle aynı helyum üretim mekanizmasını kullanan bir protonu yakalar.
Detayda:
18
9F
+ 1
1H
→ 19
10Ne
+
y
+ 6.41 MeV 19
10Ne
→ 19
9F
+
e+
+
ν
e+ 3.32 MeV (17.22 saniyelik yarı ömür) 19
9F
+ 1
1H
→ 16
8Ö
+ 4
2o
+ 8.11 MeV 16
8Ö
+ 1
1H
→ 17
9F
+
y
+ 0.60 MeV 17
9F
+ 1
1H
→ 18
10Ne
+
y
+ 3.92 MeV 18
10Ne
→ 18
9F
+
e+
+
ν
e+ 4.44 MeV (1.672 saniyelik yarı ömür)
astronomide kullanın
Döngüde toplam "katalitik" çekirdek sayısı korunurken, yıldız evriminde çekirdeklerin nispi oranları değiştirilir. Döngü dengeye getirildiğinde, karbon-12/karbon-13 çekirdeklerinin oranı 3.5'e sürülür ve başlangıçtaki bileşimden bağımsız olarak nitrojen-14 en çok sayıda çekirdek haline gelir. Bir yıldızın evrimi sırasında, konvektif karıştırma bölümleri, CNO döngüsünün içinde çalıştığı malzemeyi yıldızın içinden yüzeye doğru hareket ettirerek, yıldızın gözlenen bileşimini değiştirir. Kırmızı dev yıldızların, ana dizi yıldızlarına göre daha düşük karbon-12/karbon-13 ve karbon-12/azot-14 oranlarına sahip oldukları gözlemlenir ve bu , CNO döngüsünün işleyişi için ikna edici bir kanıt olarak kabul edilir.
Ayrıca bakınız
- Güneş gibi küçük yıldızlarda bulunan proton-proton zincir reaksiyonu
- Yıldız nükleosentez , tüm konu
-
Üçlü alfa süreci , nasıl12
C
daha hafif çekirdeklerden üretilir
Dipnotlar
Referanslar
daha fazla okuma
- Bethe, HA (1939). "Yıldızlarda Enerji Üretimi" . Fiziksel İnceleme . 55 (5): 434-56. Bibcode : 1939PhRv...55..434B . doi : 10.1103/PhysRev.55.434 . PMID 17835673 .
- İben, I. (1967). "Ana Dizinin İçinde ve Dışında Yıldız Evrimi". Astronomi ve Astrofizik Yıllık İnceleme . 5 : 571–626. Bibcode : 1967ARA&A...5..571I . doi : 10.1146/annurev.aa.05.090167.003035 .