Ciclo CNO

El primer ciclo catalítico propuesto para la conversión de hidrógeno en helio se denominó inicialmente ciclo carbono-nitrógeno (ciclo CN), también conocido como ciclo Bethe-Weizsäcker en honor al trabajo independiente de Carl Friedrich von  Weizsäcker en 1937-38 ^{[ 5 ] [ 6 ]} y Hans Bethe . Los artículos de Bethe de 1939 sobre el ciclo CN ^{[ 7 ] [ 8 ]} se basaron en tres artículos anteriores escritos en colaboración con Robert Bacher y Milton Stanley Livingston ^{[ 11 ] [ 12 ] [ 13 ]} y que llegaron a ser conocidos informalmente como la Biblia de Bethe . Fue considerada la obra estándar en física nuclear durante muchos años y fue un factor significativo en que se le otorgara el Premio Nobel de Física de 1967. [ ^{14 ] Los} cálculos originales de Bethe sugerían que el ciclo CN era la principal fuente de energía del Sol. ^{[ 7 ] [ 8 ]} Esta conclusión surgió de una creencia que ahora se sabe que es errónea, de que la abundancia de nitrógeno en el sol es aproximadamente del 10%; en realidad es menos del medio por ciento. ^{[ 15 ]} El ciclo CN, llamado así porque no contiene ningún isótopo estable de oxígeno, implica el siguiente ciclo de transformaciones: ^{[ 15 ]}

¹² ₆ C → ¹³ ₇ N → ¹³ ₆ C → ¹⁴ ₇ N → ¹⁵ ₈ O → ¹⁵ ₇ N → ¹² ₆ C

Este ciclo ahora se entiende como la primera parte de un proceso más amplio, el ciclo CNO, y las principales reacciones en esta parte del ciclo (CNO-I) son: ^{[ 15 ]}

donde el núcleo de carbono-12 utilizado en la primera reacción se regenera en la última reacción. Después de que los dos positrones (emitidos por la desintegración beta+ ) se aniquilan con dos electrones ambientales produciendo un adicional2,04  MeV , la energía total liberada en un ciclo es de 26,73  MeV; en algunos textos, los autores incluyen erróneamente la energía de aniquilación del positrón con el valor Q para la desintegración beta y luego descuidan la cantidad igual de energía liberada por la aniquilación, lo que puede generar confusión. Todos los valores se calculan con referencia a la Evaluación de Masa Atómica 2003. ^{[ 17 ]}

La reacción limitante (más lenta) en el ciclo CNO-I es la captura de protones en ¹⁴ ₇ N . En 2006 se midió experimentalmente hasta energías estelares, lo que revisó la edad calculada de los cúmulos globulares en alrededor de 1000 millones de años. ^{[ 18 ]}

Los neutrinos emitidos en la desintegración beta tendrán un espectro de rangos de energía, porque aunque el momento se conserva , el momento puede compartirse de cualquier manera entre el positrón y el neutrino, con uno emitido en reposo y el otro tomando toda la energía, o cualquier cosa intermedia, siempre que se utilice toda la energía del valor Q. El momento total recibido por el positrón y el neutrino no es lo suficientemente grande como para causar un retroceso significativo del núcleo hijo mucho más pesado ^{[ a ]} y, por lo tanto, su contribución a la energía cinética de los productos, para la precisión de los valores dados aquí, puede despreciarse. Así, el neutrino emitido durante la desintegración del nitrógeno-13 puede tener una energía desde cero hasta1,20  MeV y el neutrino emitido durante la desintegración del oxígeno-15 puede tener una energía desde cero hasta1,73  MeV . En promedio, alrededor de 1,7  MeV de la energía total de salida es absorbida por los neutrinos en cada ciclo, dejando aproximadamente25  MeV disponibles para producir luminosidad . ^{[ 19 ]}

En una rama menor de la reacción anterior, que ocurre en el núcleo del Sol el 0,04% del tiempo, la reacción final que involucra ¹⁵ ₇ N mostrada arriba no produce carbono-12 y una partícula alfa, sino que produce oxígeno-16 y un fotón y continúa

¹⁵ ₇ N →  ¹⁶ ₈ O →  ¹⁷ ₉ F →  ¹⁷ ₈ O →  ¹⁴ ₇ N →  ¹⁵ ₈ O →  ¹⁵ ₇ N

En detalle:

Al igual que el carbono, el nitrógeno y el oxígeno que intervienen en la rama principal, el flúor que se produce en la rama secundaria es simplemente un producto intermedio; en estado estacionario, no se acumula en la estrella.

Esta rama subdominante es significativa solo para estrellas masivas. Las reacciones se inician cuando una de las reacciones en CNO-II produce flúor-18 y un fotón en lugar de nitrógeno-14 y una partícula alfa, y continúa

¹⁷ ₈ O→ ¹⁸ ₉ F→ ¹⁸ ₈ O→ ¹⁵ ₇ N→ ¹⁶ ₈ O→ ¹⁷ ₉ F→ ¹⁷ ₈ O

En detalle:

Al igual que la CNO-III, esta rama también es significativa únicamente en estrellas masivas. Las reacciones se inician cuando una de las reacciones en la CNO-III produce flúor-19 y un fotón en lugar de nitrógeno-15 y una partícula alfa, y continúa

¹⁸ ₈ O →  ¹⁹ ₉ F →  ¹⁶ ₈ O →  ¹⁷ ₉ F →  ¹⁷ ₈ O →  ¹⁸ ₉ F →  ¹⁸ ₈ O

En detalle:

En algunos casos, ^{el 18} ₉ F puede combinarse con un núcleo de helio, formando ²¹ ₁₁ Na , para iniciar un ciclo neón-sodio, en el que: ^{[ 20 ] [ 21 ]}

²¹ ₁₁ Na →  ²¹ ₁₀ Ne →  ²² ₁₁ Na →  ²² ₁₀ Ne →  ²³ ₁₁ Na →  ²⁰ ₁₀ Ne →  ²¹ ₁₁ Na

El sodio-23 también puede convertirse en magnesio-24 después del bombardeo de protones, iniciando un ciclo magnesio-aluminio, en el que: ^{[ 22 ]}

²⁴ ₁₂ Mg →  ²⁵ ₁₃ Al →  ²⁵ ₁₂ Mg →  ²⁶ ₁₃ Al →  ²⁶ ₁₂ Mg →  ²⁷ ₁₃ Al →  ²⁴ ₁₂ Mg

La diferencia entre el ciclo CNO-I y el ciclo HCNO-I es que ^{el 13} ₇ N captura un protón en lugar de desintegrarse, lo que lleva a la secuencia total.

¹² ₆ C→ ¹³ ₇ N→ ¹⁴ ₈ O→ ¹⁴ ₇ N→ ¹⁵ ₈ O→ ¹⁵ ₇ N→ ¹² ₆ C

En detalle:

La diferencia notable entre el ciclo CNO-II y el ciclo HCNO-II es que ^{el 17} ₉ F captura un protón en lugar de desintegrarse, y se produce neón en una reacción posterior sobre ^{el 18} ₉ F , lo que lleva a la secuencia total.

¹⁵ ₇ N→ ¹⁶ ₈ O→ ¹⁷ ₉ F→ ¹⁸ ₁₀ Ne→ ¹⁸ ₉ F→ ¹⁵ ₈ O→ ¹⁵ ₇ N

En detalle:

Una alternativa al ciclo HCNO-II es que ^{el 18} ₉ F capture un protón que se mueve hacia una masa mayor y utilice el mismo mecanismo de producción de helio que el ciclo CNO-IV.

¹⁸ ₉ F→ ¹⁹ ₁₀ Ne→ ¹⁹ ₉ F→ ¹⁶ ₈ O→ ¹⁷ ₉ F→ ¹⁸ ₁₀ Ne→ ¹⁸ ₉ F

En detalle: