Öppna huvudmenyn
Översikt över CNO I-cykeln.

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 gör den dominerande för mindre 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 Friedrich 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

CNO-IRedigera

Huvudreaktionerna i CNO-cykeln är:[3]

12C + 1H13N + γ + 1,95 MeV
13N13C + e+ + νe + 2,22 MeV
13C + 1H14N + γ + 7,54 MeV
14N + 1H15O + γ + 7,35 MeV
15O15N + e+ + νe + 2,75 MeV
15N + 1H12C + 4He + 4,96 MeV

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

CNO-IIRedigera

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 + 1H16O + γ + 12,13 MeV
16O + 1H17F + γ + 0,60 MeV
17F17O + e+ + νe + 2,76 MeV
17O + 1H14N + 4He + 1,19 MeV
14N + 1H15O + γ + 7,35 MeV
15O15N + e+ + νe + 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-cykelnRedigera

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 + 1H18F + γ + 5,61 MeV
18F18O + e+ + νe + 1,656 MeV
18O + 1H19F + γ + 7,994 MeV
19F + 1H16O + 4He + 8,114 MeV
16O + 1H17F + γ + 0,60 MeV
17F17O + e+ + νe + 2,76 MeV

Notera att alla CNO-cykler resulterar i samma sak:
4 p4He + 2 e+ + 2 νe + 26,8 MeV

Bruk inom astronominRedigera

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 ävenRedigera

ReferenserRedigera

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, CNO cycle

NoterRedigera

  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