El ciclo CNO (para carbono - nitrógeno - oxígeno ; a veces llamado ciclo Bethe-Weizsäcker en honor a Hans Albrecht Bethe y Carl Friedrich von Weizsäcker ) es uno de los dos conjuntos conocidos de reacciones de fusión por las cuales las estrellas convierten hidrógeno en helio ; el otro es la reacción en cadena protón-protón (ciclo p–p), que es más eficiente a la temperatura central del Sol . Se plantea la hipótesis de que el ciclo CNO es dominante en estrellas que tienen más de 1,3 veces la masa del Sol . [1]
A diferencia de la reacción protón-protón, que consume todos sus componentes, el ciclo CNO es un ciclo catalítico . En el ciclo CNO, se fusionan cuatro protones , utilizando isótopos de carbono , nitrógeno y oxígeno como catalizadores, cada uno de los cuales se consume en un paso del ciclo CNO, pero se regenera en un paso posterior. El producto final es una partícula alfa (un núcleo de helio estable ), dos positrones y dos neutrinos electrónicos .
Hay varios caminos alternativos y catalizadores involucrados en los ciclos CNO, pero todos estos ciclos tienen el mismo resultado neto:
Los positrones se aniquilarán casi instantáneamente con los electrones , liberando energía en forma de rayos gamma . Los neutrinos escapan de la estrella llevándose algo de energía. [2] Un núcleo pasa a convertirse en isótopos de carbono, nitrógeno y oxígeno a través de una serie de transformaciones en un ciclo repetitivo.
La cadena protón-protón es más prominente en estrellas con la masa del Sol o menos. Esta diferencia se debe a diferencias de dependencia de la temperatura entre las dos reacciones; la reacción en cadena pp comienza a temperaturas de alrededor de4 × 10 6 K [3] (4 megakelvin), lo que la convierte en la fuente de energía dominante en estrellas más pequeñas. Una cadena CNO autosuficiente comienza aproximadamente a15 × 10 6 K , pero su producción de energía aumenta mucho más rápidamente con el aumento de las temperaturas [1], de modo que se convierte en la fuente dominante de energía aproximadamente17 × 10 6 K . [4]
El Sol tiene una temperatura central de alrededor de15,7 × 10 6 K , y sólo1,7% de4ÉlLos núcleos producidos en el Sol nacen en el ciclo CNO.
El proceso CNO-I fue propuesto independientemente por Carl von Weizsäcker [5] [6] y Hans Bethe [7] [8] a fines de la década de 1930.
Los primeros informes de la detección experimental de los neutrinos producidos por el ciclo CNO en el Sol fueron publicados en 2020 por la colaboración BOREXINO . Esta fue también la primera confirmación experimental de que el Sol tenía un ciclo CNO, que la magnitud propuesta del ciclo era precisa y que von Weizsäcker y Bethe estaban en lo cierto. [2] [9] [10]
En las condiciones típicas de las estrellas, la combustión catalítica de hidrógeno por parte de los ciclos CNO está limitada por la captura de protones . En concreto, la escala de tiempo para la desintegración beta de los núcleos radiactivos producidos es más rápida que la escala de tiempo para la fusión. Debido a las largas escalas de tiempo involucradas, los ciclos CNO fríos convierten el hidrógeno en helio lentamente, lo que les permite alimentar estrellas en equilibrio inactivo durante muchos años.
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 1939 de Bethe 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 conocerse informalmente como la "Biblia de Bethe" . Se consideró el trabajo estándar sobre física nuclear durante muchos años y fue un factor significativo en su concesión del Premio Nobel de Física de 1967. [ 14] Los cálculos originales de Bethe sugirieron 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 de aproximadamente el 10%; en realidad es menos de medio por ciento. [15] El ciclo CN, llamado así porque no contiene ningún isótopo estable de oxígeno, implica el siguiente ciclo de transformaciones: [15]
Este ciclo se entiende ahora como la primera parte de un proceso más grande, 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 se aniquilan con dos electrones ambientales, se produce un electrón adicional.2,04 MeV , la energía total liberada en un ciclo es 26,73 MeV; en algunos textos, los autores incluyen erróneamente la energía de aniquilación de positrones junto con el valor Q de la desintegración beta y luego descuidan la cantidad equivalente de energía liberada por la aniquilación, lo que puede generar confusión. Todos los valores se calculan con referencia a la Evaluación de masa atómica de 2003. [17]
La reacción limitante (más lenta) en el ciclo CNO-I es la captura de protones en14
7norte
En 2006 se midió experimentalmente hasta energías estelares, revisando la edad calculada de los cúmulos globulares en alrededor de mil 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 se puede compartir de cualquier manera entre el positrón y el neutrino, con uno emitido en reposo y el otro quitándole toda la energía, o cualquier valor intermedio, 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, se puede despreciar. Por lo tanto, el neutrino emitido durante la desintegración del nitrógeno-13 puede tener una energía de 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, los neutrinos absorben aproximadamente 1,7 MeV de la energía total de salida en cada vuelta del ciclo, lo que deja 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 involucra15
7norte
La reacción que se muestra arriba no produce carbono-12 ni una partícula alfa, sino que produce oxígeno-16 y un fotón y continúa.
En detalle:
Al igual que el carbono, el nitrógeno y el oxígeno involucrados en la rama principal, el flúor producido en la rama menor es simplemente un producto intermedio; en estado estable, no se acumula en la estrella.
Esta rama subdominante es significativa sólo para las estrellas masivas. Las reacciones se inician cuando una de las reacciones en CNO-II da como resultado flúor-18 y un fotón en lugar de nitrógeno-14 y una partícula alfa, y continúa
En detalle:
Al igual que el CNO-III, esta rama también es significativa sólo en estrellas masivas. Las reacciones se inician cuando una de las reacciones en el CNO-III da como resultado flúor-19 y un fotón en lugar de nitrógeno-15 y una partícula alfa, y continúa
En detalle:
En algunos casos18
9F
Puede combinarse con un núcleo de helio para iniciar un ciclo sodio-neón. [20]
En condiciones de mayor temperatura y presión, como las que se dan en las novas y las explosiones de rayos X , la tasa de captura de protones supera la tasa de desintegración beta, lo que empuja la combustión hasta la línea de goteo de protones . La idea esencial es que una especie radiactiva capturará un protón antes de que pueda desintegrarse en beta, abriendo nuevas vías de combustión nuclear que de otro modo serían inaccesibles. Debido a las temperaturas más altas involucradas, estos ciclos catalíticos se conocen normalmente como ciclos CNO calientes; debido a que las escalas de tiempo están limitadas por desintegraciones beta en lugar de capturas de protones , también se denominan ciclos CNO limitados por beta. [ aclaración necesaria ]
La diferencia entre el ciclo CNO-I y el ciclo HCNO-I es que13
7norte
captura un protón en lugar de desintegrarse, lo que conduce a la secuencia total
En detalle:
La diferencia notable entre el ciclo CNO-II y el ciclo HCNO-II es que17
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captura un protón en lugar de desintegrarse, y se produce neón en una reacción posterior.18
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, lo que conduce a la secuencia total
En detalle:
Una alternativa al ciclo HCNO-II es que18
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captura un protón que se mueve hacia una masa mayor y utiliza el mismo mecanismo de producción de helio que el ciclo CNO-IV.
En detalle:
Mientras que en el ciclo se conserva el número total de núcleos "catalíticos", en la evolución estelar se modifican las proporciones relativas de los núcleos. Cuando el ciclo se lleva a cabo hasta el equilibrio, la proporción de núcleos de carbono-12/carbono-13 se reduce a 3,5, y el nitrógeno-14 se convierte en el núcleo más numeroso, independientemente de su composición inicial. Durante la evolución de una estrella, los episodios de mezcla convectiva desplazan el material, dentro del cual ha operado el ciclo CNO, desde el interior de la estrella a la superficie, alterando la composición observada de la estrella. Se observa que las estrellas gigantes rojas tienen proporciones de carbono-12/carbono-13 y carbono-12/nitrógeno-14 más bajas que las estrellas de la secuencia principal , lo que se considera una prueba convincente del funcionamiento del ciclo CNO. [21]
Por lo tanto, este resultado abre el camino hacia una medición directa de la metalicidad solar utilizando neutrinos CNO. Nuestros hallazgos cuantifican la contribución relativa de la fusión CNO en el Sol en el orden del 1 por ciento;
Pocar señala: "La confirmación de la combustión de CNO en nuestro Sol, donde opera a un ritmo de solo el uno por ciento, refuerza nuestra confianza en que entendemos cómo funcionan las estrellas".
