Från Rilpedia

CNO-cykeln (från engelskans carbon-nitrogen-oxygen cycle; kol-kväve-syrecykeln), ibland även kallad Bethe-Weizsäckercykeln, är en av två primära fusionsreaktioner genom vilka stjärnor konverterar väte till helium. Det främsta alternativet är proton-protonkedjan. Teoretiska modeller visar att CNO-cykeln är den dominerande källan till energi i stjärnor större än solen. Proton-protonkedjan dominerar i stjärnor av solens storlek eller mindre. Skillnaden kommer från hur temperaturberoende reaktionerna är; pp-kedjans reaktioner sker vid temperaturer runt 4×10⁶ K, vilket för den dominerande för mindra stjärnor. CNO-kedjan börjar ske vid omkring 13×10⁶ K, men dess effektivitet stiger mycket snabbare med ökande temperatur. Vid ~17×10⁶ K börjar CNO-cykeln bli den dominerande energikällan.

Solen har en temperatur på omkring 15,7×10⁶ K och endast 1,7% av ⁴He-kärnorna som skapas i solen kommer från CNO-cykeln. Processen föreslogs av Carl von Weizsäcker^[1] och Hans Bethe^[2] oberoende av varandra under 1938 och 1939.

I CNO-cykeln använder de fyra protonerna kol-, kväve- och syreisotoper som katalysatorer för att skapa en alfapartikel, två positroner och två neutriner. Positronerna kommer nästan omedelbart annihileras med elektroner, vilket frigör energi i form av gammastrålar. Neutrinerna interagerar mycket dåligt med materia och färdas obehindrat ut ur stjärnan, vilket för bort en viss energi. Kol-, kväve- och syreisotoperna är i själva verket en och samma kärna som genomgår ett antal omvandlingar i en ständigt upprepande cykel.

Innehåll 1 CNO-I 2 CNO-II 3 OF-cykeln 4 Bruk inom astronomin 5 Se även 6 Referenser 6.1 Noter

CNO-I

Huvudreaktionerna i CNO-cykeln är:^[3]

¹²C + ¹H → ¹³N + γ + 1,95 MeV
¹³N → ¹³C + e⁺ + ν_e + 2,22 MeV
¹³C + ¹H → ¹⁴N + γ + 7,54 MeV
¹⁴N + ¹H → ¹⁵O + γ + 7,35 MeV
¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + ν_e + 2,75 MeV
¹⁵N + ¹H → ¹²C + ⁴He + 4,96 MeV

I serien återskapas ¹²C-kärnan från den första reaktionen i den sista reaktionen.

CNO-II

I en mindre gren av cykeln, vilken i solen endast sker i 0,04% av fallen, skapar den sista reaktionen ovan inte en ¹²C-kärna och en alfapartikel utan istället en ¹⁶O-kärna och en foton, vilket leder till följande reaktioner:

¹⁵N + ¹H → ¹⁶O + γ + 12,13 MeV
¹⁶O + ¹H → ¹⁷F + γ + 0,60 MeV
¹⁷F → ¹⁷O + e⁺ + ν_e + 2,76 MeV
¹⁷O + ¹H → ¹⁴N + ⁴He + 1,19 MeV
¹⁴N + ¹H → ¹⁵O + γ + 7,35 MeV
¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + ν_e + 2,75 MeV

Precis som kol-, kväve- och syrekärnorna inblandade i huvudgrenen är fluorkärnan som skapas i den mindre grenen enbart en katalysator och ackumuleras inte i stjärnan.

OF-cykeln

OF-cykeln är betydande enbart för tunga stjärnor. Cykeln startar när en av reaktionerna i CNO II-cykeln skapar ¹⁸F och en gammafoton istället för ¹⁴N och en alfapartikel:

¹⁷O + ¹H → ¹⁸F + γ + 5,61 MeV
¹⁸F → ¹⁸O + e⁺ + ν_e + 1,656 MeV
¹⁸O + ¹H → ¹⁹F + γ + 7,994 MeV
¹⁹F + ¹H → ¹⁶O + ⁴He + 8,114 MeV
¹⁶O + ¹H → ¹⁷F + γ + 0,60 MeV
¹⁷F → ¹⁷O + e⁺ + ν_e + 2,76 MeV

Notera att alla CNO-cykler resulterar i samma sak:
4 p → ⁴He + 2 e⁺ + 2 ν_e + 26,8 MeV

Bruk inom astronomin

Medan det totala antalet CNO-kärnor alltid är detsamma i cykeln ändras proportionerna av kärnorna över tiden. När cykeln först har nått jämvikt närmar sig förhållandet kol-12/kol-13 3,5. Samtidigt blir kväve-14 den vanligaste kärnan, oavsett hur sammansättningen ursprungligen såg ut. Under stjärnans utveckling för konvektion upp material där CNO-cykeln har skett till ytan, vilket förändrar den observerade sammansättningen av stjärnan. Röda jättar observeras ha lägre förhållande mellan kol-12 och kol-13 samt kol-12 och kväve-14 än huvudsekvensstjärnor, vilket anses vara bevis för att kärnenergi genereras i stjärnorna genom fusion av väte.

Närvaron av de tyngre grundämnena kol, kväve och syre skapar en övre gräns för hur tunga stjärnor kan bli på omkring 150 solmassor. Det spekuleras i att de första stjärnorna, där dessa ämnen inte fanns (så kallade metallicetet-fattiga stjärnor), kunde uppnå en massa på upp till 250 solmassor. Anledningen är att processen blir så pass effektiv i riktigt tunga stjärnor att material över gränsen skulle tryckas undan av den enorma utstrålningen av energi.

Se även

• Proton-protonkedjan

Referenser

Denna artikel är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, CNO cycle

Noter

1. ↑ C. F. von Weizsäcker. Physik. Zeitschr. 39 (1938) 633.
2. ↑ H. A. Bethe. Physical Review 55 (1939) 436.
3. ↑ "Introductory Nuclear Physics", Kenneth S. Krane, John Wiley & Sons, New York, 1988, p.537