Κύκλος CNO: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων
Περιεχόμενο που διαγράφηκε Περιεχόμενο που προστέθηκε
Χωρίς σύνοψη επεξεργασίας |
μ →CNO-I |
||
Γραμμή 41:
{{Cite book|title=Introductory Nuclear Physics|first=Kenneth S.|last=Krane|publisher=[[John Wiley & Sons]]|isbn=0-471-80553-X|year=1988|page=[https://archive.org/details/introductorynucl00kran/page/n559 537]|url=https://archive.org/details/introductorynucl00kran}}</ref>
{| border="0"
|<sup>12</sup><sub>6</sub>C
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>13</sup><sub>7</sub>N
| +
|γ
|
|
| +
|1.95 MeV
|-
|<sup>13</sup><sub>7</sub>N
|
|
|→
|<sup>13</sup><sub>6</sub>C
| +
|e<sup>+</sup>
| +
|ν<sub>e</sub>
| +
|1.20 MeV (χρόνος ημιζωής 9.965 λεπτά)
|-
|<sup>13</sup><sub>6</sub>C
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>14</sup><sub>7</sub>N
| +
|γ
|
|
| +
|7.54 MeV
|-
|<sup>14</sup><sub>7</sub>N
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>15</sup><sub>8</sub>Ο
| +
|γ
|
|
| +
|7.35 MeV
|-
|<sup>15</sup><sub>8</sub>Ο
|
|
|→
|<sup>15</sup><sub>7</sub>Ν
| +
|e<sup>+</sup>
| +
|ν<sub>e</sub>
| +
|1.73 MeV (χρόνος ημιζωής 2.034 λεπτά)
|-
|<sup>15</sup><sub>7</sub>Ν
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>12</sup><sub>6</sub>C
| +
|<sup>4</sup><sub>2</sub>He
| +
|
|
|4.96 MeV
|}
όπου ο πυρήνας άνθρακα-12 που χρησιμοποιήθηκε στην πρώτη αντίδραση αναγεννάται στην τελευταία αντίδραση. Μετά τα δύο ποζιτρόνια που εκπέμπονται [[Εξαΰλωση|εξαϋλώνονται]] με δύο ηλεκτρόνια του περιβάλλοντος (η ύλη στο κέντρο του Ήλιου είναι πλήρως ιονισμένη) παράγοντας επιπλέον 2,04 MeV, και η συνολική ενέργεια που απελευθερώνεται σε έναν κύκλο είναι 26,73 MeV. Σε ορισμένα κείμενα, οι συγγραφείς συμπεριλαμβάνουν λανθασμένα την ενέργεια εξαΰλωσης των ποζιτρονίων με την τιμή Q της [[Διάσπαση βήτα|διάσπασης-β]] και στη συνέχεια παραμελούν την ίση ποσότητα ενέργειας που απελευθερώνεται από την εξαΰλωση, οδηγώντας σε πιθανή σύγχυση. Όλες οι τιμές υπολογίζονται με αναφορά στην τιμή της ατομικής μάζας του 2003. <ref>{{Cite web|url=http://amdc.in2p3.fr/web/masseval.html|title=The 2003 Atomic Mass Evaluation|last=Wapstra|first=Aaldert|last2=Audi|first2=Georges|ημερομηνία=18 November 2003|publisher=Atomic Mass Data Center|accessdate=25 October 2011}}</ref>
Η περιοριστική (πιο αργή) αντίδραση στον κύκλο CNO-I είναι η δέσμευση πρωτονίων στο άζωτο-14 (<sup>14</sup><sub>7</sub>Ν). Το 2006 αυτή μετρήθηκε πειραματικά σε αστρικές ενέργειες, διορθώνοντας την εκτιμώμενη ηλικία των [[Σφαιρωτό σμήνος|σφαιρικών σμηνών]] κατά περίπου 1 δισεκατομμύριο χρόνια. <ref>
{{Cite journal|last=Lemut|first8=J.|arxiv=nucl-ex/0602012|bibcode=2006PhLB..634..483L|pages=483–487|issue=5–6|volume=634|journal=[[Physics Letters B]]|title=First measurement of the {{sup|14}}N(p,γ){{sup|15}}O cross section down to 70 keV|year=2006|display-authors=6|first9=A.|last9=Formicola|last8=Cruz|first=A.|first7=H.|last7=Costantini|first6=P.|last6=Corvisiero|first5=C.|last5=Broggini|first4=R.|last4=Bonetti|first3=F.|last3=Confortola|first2=D.|last2=Bemmerer|doi=10.1016/j.physletb.2006.02.021}}</ref>
Τα [[Νετρίνο|νετρίνα]] που εκπέμπονται στη διάσπαση βήτα
{{Cite book|title=Die Physik der Sterne und der Sonne|first=Helmut|last=Scheffler|first2=Hans|last2=Elsässer|publisher=[[Bibliographisches Institut]] (Mannheim, Wien, Zürich)|isbn=3-411-14172-7|year=1990}}</ref>
=== CNO-II ===
Σε ένα μικρό κλάδο της παραπάνω αντίδρασης, που
Με μεγαλύτερη λεπτομέρεια:
{| border="0"
|<sup>15</sup><sub>7</sub>N
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>16</sup><sub>8</sub>Ο
| +
|γ
|
|
| +
|12.13 MeV
|-
|<sup>16</sup><sub>8</sub>Ο
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>17</sup><sub>9</sub>F
| +
|γ
|
|
| +
|0.60 MeV
|-
|<sup>17</sup><sub>9</sub>F
|
|
|→
|<sup>17</sup><sub>8</sub>O
| +
|e<sup>+</sup>
| +
|ν<sub>e</sub>
| +
|2.76 MeV (χρόνος ημιζωής 64,49 sec)
|-
|<sup>17</sup><sub>8</sub>O
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>14</sup><sub>7</sub>N
| +
|<sup>4</sup><sub>2</sub>He
|
|
| +
|1.19 MeV
|-
|<sup>14</sup><sub>7</sub>N
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>15</sup><sub>8</sub>O
| +
|γ
|
|
| +
|7.35 MeV
|-
|<sup>15</sup><sub>8</sub>O
|
|
|→
|<sup>15</sup><sub>7</sub>N
| +
|e<sup>+</sup>
| +
|ν<sub>e</sub>
| +
|2.75 MeV (χρόνος ημιζωής 122.24 sec)
|}
Όπως ο άνθρακας, το άζωτο και το οξυγόνο που εμπλέκονται στον κύριο κλάδο, το [[φθόριο]] που παράγεται στον δευτερεύοντα κλάδο είναι απλώς ένα ενδιάμεσο προϊόν. Σε σταθερή κατάσταση, δεν συσσωρεύεται στο αστέρι μια που διασπάται στον κύκλο σε 64.49 sec.
=== CNO-III ===
Αυτός ο ασθενής κλάδος είναι σημαντικός μόνο για αστέρια πολύ μεγάλης μάζας. Οι αντιδράσεις ξεκινούν όταν μία από τις αντιδράσεις στο CNO-II έχει ως αποτέλεσμα να δημιουργηθεί φθόριο-18 και ακτίνες-γ αντί για άζωτο-14 και σωματίδιο άλφα και συνεχίζεται
: <sup>17</sup><sub>8</sub> Ο
και πιο λεπτομερώς:
{| border="0"
|<sup>17</sup><sub>8</sub>Ο
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>18</sup><sub>9</sub>F
| +
|γ
|
|
| +
|5.61 MeV
|-
|<sup>18</sup><sub>9</sub>F
|
|
|→
|<sup>18</sup><sub>8</sub>O
| +
|e<sup>+</sup>
| +
|ν<sub>e</sub>
| +
|1.656 MeV (χρόνος ημιζωής 109,771 λεπτά)
|-
|<sup>18</sup><sub>8</sub>O
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>15</sup><sub>7</sub>N
| +
|<sup>4</sup><sub>2</sub>He
|
|
| +
|3.98 MeV
|-
|<sup>15</sup><sub>7</sub>N
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>16</sup><sub>8</sub>O
| +
|γ
|
|
| +
|12.13 MeV
|-
|<sup>16</sup><sub>8</sub>O
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>17</sup><sub>9</sub>F
| +
|γ
|
|
| +
|0.60 MeV
|-
|<sup>17</sup><sub>9</sub>F
|
|
|→
|<sup>17</sup><sub>8</sub>Ο
| +
|e<sup>+</sup>
| +
|ν<sub>e</sub>
| +
|2.76 MeV (χρόνος ημιζωής 64.49 sec)
|}
=== CNO-IV ===
Γραμμή 69 ⟶ 291 :
Όπως και στον κλάδο CNO-III, αυτός ο κλάδος είναι επίσης σημαντικός μόνο στα αστέρια μεγάλης μάζας. Οι αντιδράσεις ξεκινούν όταν μία από τις αντιδράσεις στο CNO-III έχει ως αποτέλεσμα φθόριο-19 και ακτίνες-γ αντί για άζωτο-15 και σωματίδιο άλφα και συνεχίζεται:
<sup>18</sup><sub>8</sub>Ο → <sup>19</sup><sub>9</sub>F → <sup>16</sup><sub>8</sub>O → <sup>17</sup><sub>9</sub>F → <sup>17</sup><sub>8</sub>O → <sup>18</sup><sub>9</sub>F → <sup>18</sup><sub>8</sub>O
Λεπτομερώς:
{| border="0"
|<sup>18</sup><sub>8</sub>Ο
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>19</sup><sub>9</sub>F
| +
|γ
|
|
| +
|7.994 MeV
|-
|<sup>19</sup><sub>9</sub>F
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>16</sup><sub>8</sub>O
| +
|<sup>4</sup><sub>2</sub>He
|
|
| +
|8.114MeV
|-
|<sup>16</sup><sub>8</sub>O
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>17</sup><sub>9</sub>F
| +
|γ
|
|
| +
|0.60 MeV
|-
|<sup>17</sup><sub>9</sub>F
|
|
|→
|<sup>17</sup><sub>8</sub>O
| +
|e<sup>+</sup>
| +
|ν<sub>e</sub>
| +
|2.76 MeV (χρόνος ημιζωής 64.49 sec)
|-
|<sup>17</sup><sub>8</sub>O
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>18</sup><sub>9</sub>F
| +
|γ
|
|
| +
|5.61 MeV
|-
|<sup>18</sup><sub>9</sub>F
|
|
|→
|<sup>18</sup><sub>8</sub>O
| +
|e<sup>+</sup>
| +
|ν<sub>e</sub>
| +
|1.656 MeV (χρόνος ημιζωής 109.771 λεπτά)
|}
Σε ορισμένες περιπτώσεις το φθόριο-18 (<sup>18</sup><sub>9</sub>F) μπορεί να συνδυαστεί με έναν πυρήνα ηλίου για να ξεκινήσει ένας κύκλος νατρίου-νέον. <ref>https://core.ac.uk/download/pdf/31144835.pdf</ref>
== Ζεστοί κύκλοι CNO ==
Υπό συνθήκες υψηλότερης θερμοκρασίας και πίεσης, όπως εκείνες που παρατηρούνται σε εκρήξεις [[Καινοφανής αστέρας|καινοφανών]] και εκλάμψεις ακτίνων Χ, ο ρυθμός σύλληψης πρωτονίων υπερβαίνει τον ρυθμό της διάσπασης β, ωθώντας τις πυρηνικές αντιδράσεις προς τη ζώνη ευστάθειας του αριθμού πρωτονίων-νετρονίων σε έναν πυρήνα. Η βασική ιδέα είναι ότι ένα ραδιενεργό στοιχείο θα συλλάβει ένα πρωτόνιο προτού μπορέσει να αποσυντεθεί με διάσπαση βήτα, ανοίγοντας νέες οδούς πυρηνικής καύσης που διαφορετικά δεν είναι
=== HCNO-I ===
Η διαφορά μεταξύ του κύκλου CNO-I και του κύκλου HCNO-I είναι ότι το άζωτο-13 (<sup>13</sup><sub>7</sub>Ν) συλλαμβάνει ένα πρωτόνιο αντί να αποσυντίθεται, οδηγώντας στη συνολική ακολουθία
: <sup>12</sup><sub>6</sub>
Λεπτομερώς:
{| border="0"
|<sup>12</sup><sub>6</sub>C
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>13</sup><sub>7</sub>N
| +
|γ
|
|
| +
|1.95 MeV
|-
|<sup>13</sup><sub>7</sub>N
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>14</sup><sub>8</sub>Ο
| +
|γ
|
|
| +
|4.63 MeV
|-
|<sup>14</sup><sub>8</sub>Ο
|
|
|→
|<sup>14</sup><sub>7</sub>N
| +
|e<sup>+</sup>
|<nowiki>+</nowiki>
|ν<sub>e</sub>
| +
|5.14 MeV (χρόνος ημιζωής 70.641 sec)
|-
|<sup>14</sup><sub>7</sub>N
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>15</sup><sub>8</sub>Ο
| +
|γ
|
|
| +
|7.35 MeV
|-
|<sup>15</sup><sub>8</sub>Ο
|
|
|→
|<sup>15</sup><sub>7</sub>Ν
| +
|e<sup>+</sup>
| +
|ν<sub>e</sub>
| +
|2.75 MeV (χρόνος ημιζωής 122.24 sec)
|-
|<sup>15</sup><sub>7</sub>Ν
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>12</sup><sub>6</sub>C
| +
|<sup>4</sup><sub>2</sub>He
| +
|
|
|4.96 MeV
|}
=== HCNO-II ===
Γραμμή 144 ⟶ 463 :
συλλαμβάνει ένα πρωτόνιο αντί να αποσυντίθεται και το νέον που παράγεται δημιουργεί σε μια επακόλουθη αντίδραση φθόριο-18 (<sup>18</sup><sub>9</sub>F), οδηγώντας στη συνολική ακολουθία
και πιο λεπτομερώς:
{| border="0"
|<sup>15</sup><sub>7</sub>N
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>16</sup><sub>8</sub>Ο
| +
|γ
|
|
| +
|12.13 MeV
|-
|<sup>16</sup><sub>8</sub>Ο
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>17</sup><sub>9</sub>F
| +
|γ
|
|
| +
|0.60 MeV
|-
|<sup>17</sup><sub>9</sub>F
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>18</sup><sub>10</sub>Ne
| +
|γ
|
|
| +
|3.92 MeV
|-
|<sup>18</sup><sub>10</sub>Ne
|
|
|→
|<sup>18</sup><sub>9</sub>F
| +
|e<sup>+</sup>
|<nowiki>+</nowiki>
|ν<sub>e</sub>
| +
|4.44 MeV (χρόνος ημιζωής 1.672 sec)
|-
|<sup>18</sup><sub>9</sub>F
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>15</sup><sub>8</sub>O
| +
|<sup>4</sup><sub>2</sub>He
|
|
| +
|2.88 MeV
|-
|<sup>15</sup><sub>8</sub>O
|
|
|→
|<sup>15</sup><sub>7</sub>N
| +
|e<sup>+</sup>
| +
|ν<sub>e</sub>
| +
|2.75 MeV (χρόνος ημιζωής 122.24 sec)
|}
=== HCNO-III ===
Μια εναλλακτική λύση στον κύκλο HCNO-II είναι αυτή όπου φθόριο-18 (<sup>18</sup><sub>9</sub>F) συλλαμβάνει ένα πρωτόνιο αυξάνοντας τη μάζα του και χρησιμοποιεί τον ίδιο μηχανισμό παραγωγής ηλίου με τον κύκλο CNO-IV όπως
και αναλυτικά:
{| border="0"
|<sup>18</sup><sub>9</sub>F
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>19</sup><sub>10</sub>Ne
| +
|γ
|
|
| +
|6.41 MeV
|-
|<sup>19</sup><sub>10</sub>Ne
|
|
|→
|<sup>19</sup><sub>9</sub>F
| +
|e<sup>+</sup>
| +
|ν<sub>e</sub>
| +
|3.32 MeV (χρόνος ημιζωής 17.22 sec)
|-
|<sup>19</sup><sub>9</sub>F
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>16</sup><sub>8</sub>O
| +
|<sup>4</sup><sub>2</sub>He
|
|
| +
|8.11 MeV
|-
|<sup>16</sup><sub>8</sub>O
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>17</sup><sub>9</sub>F
| +
|e<sup>+</sup>
|<nowiki>+</nowiki>
|
| +
|0.60 MeV
|-
|<sup>17</sup><sub>9</sub>F
| +
|<sup>1</sup><sub>1</sub>Η
|→
|<sup>18</sup><sub>10</sub>Ne
| +
|γ
|
|
| +
|3.92 MeV
|-
|<sup>18</sup><sub>10</sub>Ne
|
|
|→
|<sup>18</sup><sub>9</sub>F
| +
|e<sup>+</sup>
| +
|ν<sub>e</sub>
| +
|4.44 MeV (χρόνος ημιζωής 1.672 sec)
|}
==
Παρά το ότι ο συνολικός αριθμός των "καταλυτικών" πυρήνων διατηρείται στον κύκλο, στην [[αστρική εξέλιξη]] οι σχετικές αναλογίες των πυρήνων (και κατά συνέπεια η χημική σύσταση) μεταβάλλονται. Όταν ο κύκλος εκτελείται σε ισορροπία, η αναλογία των πυρήνων άνθρακα-12 / άνθρακα-13 οδηγείται στο λόγο 3,5 και το άζωτο-14 γίνεται ο πιο πολυάριθμος πυρήνας, ανεξάρτητα από την αρχική σύνθεση. Κατά τη διάρκεια της εξέλιξης ενός αστεριού, τα επεισόδια ανάμιξης στο εσωτερικό του άστρου μετακινούν υλικό, μέσα στο οποίο έχει λάβει χώρα ο κύκλος CNO, από το εσωτερικό του αστεριού προς στην επιφάνεια, αλλάζοντας την παρατηρούμενη χημική σύνθεση του αστεριού. Οι [[Ερυθρός γίγαντας|ερυθροί γίγαντες]] παρατηρείται ότι έχουν χαμηλότερες αναλογίες άνθρακα-12 / άνθρακα-13 και άνθρακα-12 / άζωτο-14 από ότι τα αστέρια της [[Κύρια ακολουθία|Κύριας Ακολουθίας]], γεγονός τα οποίο θεωρείται ως
== Δείτε επίσης ==
|