Вуглецево-азотний цикл

Вуглеце́во-азо́тний цикл — ланцюжок термоядерних реакцій за участі ядер вуглецю, азоту, кисню та фтору, унаслідок яких водень перетворюється на гелій та виділяється енергія[1]. Розгалужений процес складається з чотирьох основних гілок, які переплетені між собою. У виділенні енергії головну роль відіграє найвідоміша перша гілка, інші гілки важливі для пояснення зоряного нуклеосинтезу[1].

Схематичне зображення циклу Бете-Вейцзекера

У циклі беруть участь усі стабільні ізотопи C, N, O, F та декілька нестабільних ізотопів цих елементів. Тому в сучасній астрономічній літературі його часто називають CNO-циклом[2] (ізотопи фтору мають дуже низьку концентрацію і їх внесок дуже незначний[3]).

Основні гілки процесу

CNO-I

Перша гілка складається з таких реакцій[3]:

  • 12C + 1H → 13N + γ + 1,94 МеВ (360 років[Прим. 1])
  • 13N → 13C + e+ + νe + 1,37 МеВ (7 хвилин)
  • 13C + 1H → 14N + γ + 7,55 МеВ (100 років[Прим. 1])
  • 14N + 1H → 15O + γ + 7,29 МеВ (25 тис. років[Прим. 1])
  • 15O → 15N + e+ + νe + 2,76 МеВ (82 секунди)
  • 15N + 1H → 12C + 4He + 4,96 МеВ (0,93 року[Прим. 1])

Цю гілку іноді називають циклом Бете — Вейцзекера[4] або просто циклом Бете, оскільки її запропонували 1938 року Ганс Бете[5] і (незалежно) Карл Вайцзекер[6] як джерело енергії звичайних зір із температурою в центральній частині близько 20 млн K[7].

За таких умов найповільнішою є реакція 14N + 1H → 15O + γ. Саме вона визначає інтенсивність енерговиділення та переробки протонів.

Остання реакція (протона з ядром 15N) зрідка завершується утворенням ядра 16O (приблизно одна реакція радіаційного захоплення протона на тисячу реакцій з утворенням альфа-частинки). Утворення такого ядра призводить до появи другої та третьої гілки. У скороченому вигляді їх можна записати так[3]:

CNO-II

(14N + 1H → 15O + γ) (15O → 15N + e+ + νe) (15N + 1H → 16O + γ) (16O + 1H → 17F + γ) (17F → 17O + e+ + νe) (17O + 1H → 14N + 4He)

CNO-III

(15N + 1H → 16O + γ) (16O + 1H → 17F + γ) (17F → 17O + e+ + νe) (17O + 1H → 18F + γ) (18F → 18O + e+ + νe) (18O + 1H → 15N + 4He)

Швидкість перебігу реакцій другої та третьої гілки приблизно однакова, вона визначається найповільнішою (за температури близько 20 млн К) ланкою: 17O + 1H.

Ще одна гілка виникає внаслідок розгалуження в останній реакції третьої гілки: замість (18O + 1H → 15N + 4He) зрідка відбувається реакція (18O + 1H → 19F + γ); такий варіант щонайменше на три порядки рідший, ніж основний[3].

CNO-IV

У скороченому вигляді гілку записують так[3]:

(16O + 1H → 17F + γ) (17F → 17O + e+ + νe) (17O + 1H → 18F + γ) (18F → 18O + e+ + νe) (18O + 1H → 19F + γ) (19F + 1H → 16O + 4He).

Загальний результат

Кожна з гілок циклу призводить до перетворення чотирьох протонів (1H) на ядро гелію (4He), два позитрони та нейтрино з виділенням 26,73 МеВ (як і у водневому циклі). Утім, частка енергії, яку виносять нейтрино (близько 1,7 МеВ), дещо більша, ніж у реакціях водневого циклу.

Водночас протони беруть участь у реакціях водневого циклу, але швидкість протонних реакцій вуглецево-азотного циклу залежить від температури набагато сильніше, ніж відповідних реакцій водневого циклу. Тому вуглецево-азотний цикл є переважним джерелом енергії для зір, температура в ядрі яких перевищує 15 млн K. Це зорі з масою понад 1,2М☉[1].

Хоча друга та третя гілка мають другорядне значення для енерговиділення, однак вони визначають концентрацію ізотопів 17O та 18O, що має суттєве значення для нуклеосинтезу. На пізніших стадіях зоряної еволюції ці ізотопи можуть брати участь у реакціях із виділенням нейтронів.

Четверта гілка попри незначну роль у виділенні енергії (менше мільйонної частки) важлива тим, що пояснює походження 19F. За участю цього ізотопу відбуваються подальші реакції (зокрема, 19F + 1H → 20Ne + γ), але їх імовірність дуже невелика, і нею зазвичай нехтують[3].

Через деякий час після початку реакцій встановлюється певне співвідношення між концентраціями ізотопів C, N, O, F (воно залежить від температури та густини в надрах зорі), яке надалі залишається практично незмінним. Тому ці ізотопи називають каталізаторами[3].

«Гарячий» цикл

Ланцюжок кожної гілки вуглецево-азотного циклу містить дві реакції бета-розпаду, швидкість яких не залежить від зовнішніх умов. У надрах зір головної послідовності ці реакції є найшвидшими й загальна швидкість енерговиділення визначається перебігом реакцій за участю протонів.

Під час спалахів нових і наднових або на поверхні нейтронних зір реакції вуглецево-азотного циклу відбуваються за температур близько 80 млн K і бета-розпад стає, навпаки, найповільнішою ланкою циклу. Нестійкі ядра не встигають розпадатися й беруть участь у нових ядерних реакціях за участю протонів та альфа-частинок. У цьому випадку кількість гілок циклу значно збільшується й він набуває заплутаного характеру. Такий вуглецево-азотний цикл називають гарячим[1].

Примітки
  1. Швидкість перебігу реакцій за участі протонів подано для температури 3×107 К, густини 10 г/см3 та концентрації Гідрогену X=0,5 (за масою), що приблизно відповідає умовам у надрах блакитного гіганта з масою 10M☉ (спектральний клас B).

Джерела
  1. Вуглецево-азотний цикл // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 88. — ISBN 966-613-263-X.
  2. CNO-цикл // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 523. — ISBN 966-613-263-X.
  3. Д.К. Надежин. Углеродный цикл // Физика космоса : [рос.] : Маленькая энциклопедия / Главный редактор: Р.А. Сюняев ; Редакционная коллегия: Ю.Н. Дрожжин-Лабинский, Я.Б. Зельдович, В.Г. Курт, Р.3. Сагдеев. — Москва : Советская энциклопедия, 1986. — Предисловие к электронной версии 2-го издания энциклопедии «Физика космоса» 6 июля 2004 года.
  4. Бете-Вейцзекера цикл // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 53. — ISBN 966-613-263-X.
  5. H. A. Bethe (received 7 вересня 1938). Energy Production in Stars. Physical Review №55 (5). (англ.)
  6. C. F. von Weizsäcker. Physik. Zeitschr. №39 (1938) 633
  7. БЕТЕ ЦИКЛ // Українська радянська енциклопедія : у 12 т. / гол. ред. М. П. Бажан ; редкол.: О. К. Антонов та ін. — 2-ге вид. — К. : Головна редакція УРЕ, 1977. — Т. 1 : А — Борона. — 542, [2] с., [38] арк. іл. : іл., табл., портр., карти с.

Література
  1. Icko Iben, Jr (1967). Stellar Evolution Within and off the Main Sequence». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 5. с. 571. Bibcode:1967ARA%26A...5..571I. doi:10.1146/annurev.aa.05.090167.003035. (англ.)
  2. Kenneth S. Krane (November 1987). Introductory Nuclear Physics (вид. 3rd Edition). New York: Wiley. с. 864. ISBN 978-0-471-80553-3. (англ.)
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.