Ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno

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Secciones transversales de procesos de nucleosíntesis a diferentes temperaturas: el ciclo del carbono (CNO) requiere en promedio una temperatura más alta que la cadena protón-protón. Se observa que el Sol tiene una temperatura que está ligeramente por debajo del umbral de transición hacia el CNO.
El ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno.

El ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno (o ciclo CNO , o ciclo Bethe ) es una de las dos series más comunes de reacciones nucleares que ocurren dentro de las estrellas , junto con la cadena protón-protón . Los modelos teóricos predicen que el ciclo CNO es la principal fuente de energía para las estrellas más masivas, con masas aproximadamente un 20% mayores que las del Sol , mientras que la cadena protón-protón es dominante para las estrellas más pequeñas. [1]

Este ciclo fue descubierto en 1938 por Hans Bethe [2] [3] e independientemente por Carl Friedrich von Weizsäcker . [4] [5]

Descripción y ubicación

Este ciclo a partir de cuatro protones produce una partícula alfa pesada (es decir, un núcleo de helio ), dos positrones más ligeros, dos neutrinos , muy ligeros, y una nueva liberación de energía puramente luminosa en forma de rayos gamma . Los núcleos de carbono , nitrógeno y oxígeno , de los que toma su nombre el ciclo, desempeñan el papel de catalizadores en la fusión nuclear indirecta del hidrógeno . Este ciclo es más complejo que la cadena simple protón-protón , que implica la reacción deuterio-deuterio , y de hecho comienza a una temperatura más alta . Por lo tanto, normalmente tiene lugar en las áreas internas de estrellas de dimensiones bastante grandes, indicativamente con masa superior a aproximadamente 1,2 masas solares: ya algunas estrellas de la secuencia principal son capaces de realizar este ciclo de manera apreciable.

Las reacciones del ciclo carbono-nitrógeno son:

12 C + 1 H → 13 N + γ + 1,95 MeV
13 N → 13 C + e + + ν e + 1.37 MeV
13 C + 1 H → 14 N + γ + 7.54 MeV
14 N + 1 H → 15 O + γ + 7,35 MeV
15 O → 15 N + e + + ν e + 1,86 MeV
15 N + 1 H → 12 C + 4 He + 4.96 MeV

En estrellas de tamaño comparable o menor al del Sol, sin embargo, los mecanismos de combustión predominantes están representados por la cadena protón-protón. Casi todas las estrellas activan el ciclo durante la fase final de gigante roja , en la capa exterior. El hombre aún no ha podido reproducir este ciclo de manera apreciable en la Tierra, dadas las temperaturas requeridas que son incluso más altas que las ya arduas de la reacción deuterio-deuterio.

Aclaraciones

La efectividad del ciclo no es total, en el sentido de que en una rama secundaria de la reacción, con una probabilidad del 0.04%, la reacción final no produce carbono-12 y helio-4, sino oxígeno-16 y un fotón :

15 N + 1 H → 16 O + γ
16 O + 1 H → 17 F + γ
17 F → 17 O + e + + ν e
17 O + 1 H → 14 N + 4 He

De manera similar al carbono, nitrógeno y oxígeno de la rama principal, el flúor producido en la rama secundaria tiene una función exclusivamente catalítica y, en estado estacionario, no se acumula en la estrella. Los núcleos de oxígeno que se forman de esta manera se acumulan y luego se cree que alimentan un ciclo adicional, cuyas pérdidas son insignificantes desde el punto de vista de la producción de energía.

Nota

  1. ^ Maurizio Salaris y Santi Cassisi, Evolución de estrellas y poblaciones estelares , John Wiley and Sons , 2005, págs. 119-121, ISBN 0-470-09220-3 .
  2. ^ Hans Bethe , Producción de energía en estrellas , en Physical Review , vol. 55, n. 1, 1939, pág. 103, DOI : 10.1103 / PhysRev.55.103 .
  3. ^ Hans Bethe , Producción de energía en estrellas , en Physical Review , vol. 55, n. 5, 1939, pág. 434–456, DOI : 10.1103 / PhysRev.55.434 .
  4. ^ Carl Friedrich von Weizsäcker , Über Elementumwandlungen en Innern der Sterne I , en Physikalische Zeitschrift , vol. 38, 1937, págs. 176-191.
  5. ^ Carl Friedrich von Weizsäcker , Über Elementumwandlungen en Innern der Sterne II , en Physikalische Zeitschrift , vol. 39, 1938, págs. 633–646.

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