Cykl węglowo-azotowo-tlenowy

Cykl węglowo-azotowo-tlenowy (CNO) – cykl przemian jąder atomowych, których efektem jest przemiana wodoru w hel oraz powstawanie dużych ilości energii. Jest źródłem energii dla masywnych gwiazd, ponieważ może zachodzić tylko w bardzo dużych temperaturach (rzędu 20 milionów kelwinów).

Cykl ten po raz pierwszy, jako rozwiązanie problemu powstawania energii w gwiazdach, zaproponował pracujący w Stanach Zjednoczonych niemiecki fizyk Hans Albrecht Bethe^[1]. Mniej więcej w tym samym czasie co Bethe (1938-1939) ten sam mechanizm opisał inny niemiecki fizyk Carl von Weizsäcker^[2]. Osiągnięcie to było jednak w późniejszych latach ignorowane przez świat naukowy, ponieważ Weizsäcker pracował dla nazistowskich Niemiec.

Szczegółowy przebieg cyklu
Reakcja¹⁾	Wydzielona energia²⁾
Reakcja¹⁾	w MeV	w $\mathrm {\frac {TJ}{kg}}$
¹²C + p → ^13*N + γ	1,944	14,4
^13*N → ¹³C + e⁺ + ${\nu }_{e}$	2,22-0,71	16,5
¹³C + p → ¹⁴N + γ	7,551	52
¹⁴N + p → ^15*O + γ	7,297	46,9
^15*O → ¹⁵N + e⁺ + $\nu _{e}$	2,754	17,7
¹⁵N + p → ¹²C + ⁴He	4,966	30,1
raz na tysiąc reakcji zachodzi
¹⁵N + p → ¹⁶O + γ
¹⁶O + p → ¹⁷F + γ
¹⁷F → ¹⁷O + e⁺ + $\nu _{e}$
¹⁷O + p → ¹⁴N + ⁴He

¹ – spotyka się również zapisy, w których zamiast p jest ¹H
² – MeV = 10⁶ eV; TJ = 10¹² J, wielkość podana dla jednego kilograma reagentów

W wyniku takiego cyklu reakcji następuje przemiana czterech protonów w jądro helu i uwolnienie energii: 4¹H → ⁴He + energia. Węgiel-12 działa tu tylko jako katalizator i nie ulega zużyciu, zatem nie potrzeba go w dużych ilościach. Powstaje on natomiast w wyniku oddziaływania ze sobą trzech jąder ⁴He, zwanych też cząstkami alfa. W gwieździe posiadającej dość zapasów wodoru oddziaływanie to występuje sporadycznie. Zaczyna jednak odgrywać coraz większą rolę, gdy cały wodór zostanie zużyty i gwiazda staje się tzw. czerwonym olbrzymem. To właśnie przemiana helu w węgiel jest wtedy głównym źródłem energii.

W cyklu CNO, raz na tysiąc reakcji, w wyniku połączenia azotu-15 z protonem, powstaje jądro tlenu-16 i foton (nie powstaje cząstka alfa). Ale nawet w tym przypadku po kilku przemianach otrzymujemy jądro helu, a azot powraca do cyklu.

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy[edytuj | edytuj kod]

↑ H. A. Bethe. Physical Review nr 55 z 1939 roku 436.
↑ C.F. von Weizsäcker: Über Elementumwandlungen im Innern der Sterne. Physikalische Zeitschrift nr 38 z 1937 roku s. 176–191 i nr 39 z 1938 roku s. 633–646.

Linki zewnętrzne[edytuj | edytuj kod]

H. A. Bethe: Energy Production in Stars, 1938. prola.aps.org. [zarchiwizowane z tego adresu (2011-09-27)].

[1] H. A. Bethe. Physical Review nr 55 z 1939 roku 436.

[2] C.F. von Weizsäcker: Über Elementumwandlungen im Innern der Sterne. Physikalische Zeitschrift nr 38 z 1937 roku s. 176–191 i nr 39 z 1938 roku s. 633–646.

[1]

[2]