CNO 사이클

CNO cycle
서로 다른 온도(T)에서 양성자-프로톤(p-p), CNO 및 삼중 알파 핵융합 프로세스의 상대 에너지 출력(θ)의 로그.점선은 별 내 p-p 및 CNO 과정의 결합된 에너지 생성을 나타냅니다.

CNO 사이클(탄소-질소-산소의 경우, 한스 알브레히트 베테와 칼 프리드리히 폰 바이제커의 이름을 따서 베테-바이제커 사이클이라고도 함)은 별이 수소를 헬륨으로 변환하는 것으로 알려진 두 세트의 핵융합 반응 중 하나이며, 다른 하나는 양성자-양성자 연쇄 반응이다.e. CNO 주기는 [1]태양보다 질량이 1.3배 이상 큰 별에서 지배적인 것으로 가정됩니다.

모든 성분을 소비하는 양성자-양성자 반응과 달리 CNO 사이클은 촉매 사이클이다.CNO 사이클에서는 탄소, 질소 및 산소 동위원소를 촉매로 사용하는 4개의 양성자 퓨즈가 있으며, 각각은 CNO 사이클의 한 단계에서 소비되지만 이후 단계에서 재생됩니다.최종 산물은 알파 입자 1개(안정 헬륨 핵), 양전자 2개, 전자 중성미자 2개입니다.

CNO 사이클에는 다양한 대체 경로와 촉매가 관여합니다.이러한 사이클은 모두 같은 최종 결과를 가져옵니다.

4
 H + 2−
 e
→ He4
2
 + 2+
 e + 2−
 e + 2
e µ + 3
 µ + 24.7 MeV
→ He4
2
 + 2
e 7 + 7
 γ + 26.7 MeV

양전자는 전자와 함께 거의 즉각적으로 전멸하며 감마선의 형태로 에너지를 방출할 것이다.중성미자는 에너지를 [2]가지고 별에서 빠져나갑니다.하나의 핵은 끝없는 루프에서 많은 변환을 통해 탄소, 질소, 그리고 산소 동위원소가 된다.

CNO-I 사이클의 개요

양성자-양성자 사슬은 태양 질량 이하의 별에서 더 두드러진다.이러한 차이는 두 반응 사이의 온도 의존성 차이에서 비롯된다; pp-사슬 반응은 약 4×10K6[3](4메가켈빈)의 온도에서 시작되며, 이는 작은 별에서 지배적인 에너지원이 된다.자가 유지형 CNO 체인은 약 15×10K에서6 시작하지만 온도가 상승함에[1] 따라 에너지 출력이 훨씬 더 빠르게 증가하여 약 17×10K에서6 [4]주요 에너지원이 됩니다.

태양의 중심 온도는 약 15.7×106 K이며, 태양에서 생성되는 He 원자핵의
1.7%만이 CNO 순환에서 태어난다.

CNO-I 프로세스는 1930년대 후반에 Carl von Weizsäcker와[5][6] Hans[7][8] Bethe에 의해 독립적으로 제안되었다.

태양의 CNO 사이클에 의해 생성된 중성미자의 실험적 검출에 대한 첫 보고서는 2020년에 발표되었다.이것은 또한 태양이 CNO 주기를 가지고 있고, 제안된 주기의 크기가 정확하며, 폰 바이제커와 베테가 [2][9][10]옳다는 것을 처음으로 실험적으로 확인한 것이었다.

CNO (Cold CNO cycles)

별에서 발견되는 전형적인 조건에서 CNO 사이클에 의한 촉매 수소 연소는 양성자 포획에 의해 제한된다.특히 생성된 방사성 핵의 베타 붕괴에 대한 시간 척도는 핵융합에 대한 시간 척도보다 빠르다.관련된 긴 시간 척도 때문에, 차가운 CNO 순환은 수소를 헬륨으로 천천히 전환시켜, 수 년 동안 정지 상태의 별들을 움직이게 합니다.

CNO-I

수소를 헬륨으로 변환하기 위해 최초로 제안된 촉매 사이클은 1937-38년[5][6] 칼 프리드리히 폰 바이제커와 한스 베테의 독립적인 연구를 기리기 위해 베테-바이제커 사이클이라고도 불리는 탄소-질소 사이클(CN-cycle)이라고 불렸다.1939년 CN-사이클에[7][8] 관한 베티의 논문은 로버트 바허와 밀턴 스탠리[11][12][13] 리빙스턴과 공동으로 작성된 세 개의 초기 논문을 인용했으며, 비공식적으로 "베티의 성경"으로 알려지게 되었다.이것은 수년 동안 핵물리학의 표준 연구로 여겨졌고 1967년 노벨 [14]물리학상을 수상하는 데 중요한 요소였다.베테의 원래 계산은 CN 사이클이 태양의 주요 [7][8]에너지원이라는 것을 암시했다.이 결론은 현재 잘못된 것으로 알려진 태양 내 질소 함량은 약 10%이지만 실제로는 0.5퍼센트 [15]미만이라는 믿음에서 비롯되었습니다.CN-사이클은 산소의 안정적인 동위원소를 포함하지 않기 때문에 다음과 같은 [15]변환 주기를 수반한다.

12
6C
 → N13
7
 → C13
6
 → N14
7
 → O15
8
 → N15
7
 → C12
6

이 사이클은 더 큰 프로세스인 CNO 사이클의 첫 번째 부분으로 인식되며 사이클의 이 부분(CNO-I)의 주요 반응은 다음과 같습니다.[15]

12
6C
. 		+ 1
1H
 		→ 13
7N
 		+
γ
 		+ 1.95 MeV
13
7N
 		→ 13
6C
. 		+
이+
 		+
ν
e 		+ 1.20 MeV (반감기 9.965분[16])
13
6C
. 		+ 1
1H
 		→ 14
7N
 		+
γ
 		+ 7.54 MeV
14
7N
 		+ 1
1H
 		→ 15
8오
 		+
γ
 		+ 7.35 MeV
15
8오
 		→ 15
7N
 		+
이+
 		+
ν
e 		+ 1.73 MeV (반감기 2.034분[16])
15
7N
 		+ 1
1H
 		→ 12
6C
. 		+ 4
2그는
 		+ 4.96 MeV

첫 번째 반응에 사용된 탄소-12 핵이 마지막 반응에서 재생된다.방출된 두 개의 양전자가 2.04 MeV를 생성하는 두 개의 주변 전자와 함께 전멸한 후, 한 사이클에서 방출되는 총 에너지는 26.73 MeV입니다; 일부 텍스트에서, 저자들은 양전자 전멸 에너지를 베타-감쇠 Q-값에 잘못 포함시키고 나서 전멸에 의해 방출되는 동일한 양의 에너지를 무시합니다.g 혼동을 일으킬 수 있습니다.모든 값은 원자질량평가 [17]2003을 참조하여 계산된다.

CNO-I 사이클에서 제한(가장 느린) 반응은 N에 대한
 양성자 포획이다.2006년에 그것은 실험적으로 항성 에너지까지 측정되었고, 구상 성단의 계산된 나이를 약 10억 [18]년 수정했습니다.

베타 붕괴에서 방출되는 중성미자는 에너지 범위의 스펙트럼을 가질 것입니다. 왜냐하면 운동량이 보존되기는 하지만, 운동량은 양전자와 중성미자 사이에서 어떤 식으로든 공유될 수 있기 때문입니다. 정지 상태에서 방출되고 다른 하나는 전체 에너지 또는 그 사이의 모든 에너지를 빼앗아 갑니다.양전자와 중성미자가 받는 총 운동량은 훨씬 더 무거운[a] 딸핵의 반동을 일으킬 만큼 크지 않다. 따라서, 여기에서 주어진 값의 정밀도를 위해 생성물의 운동 에너지에 대한 그것의 기여는 무시될 수 있다.따라서 질소-13의 붕괴 중에 방출되는 중성미자는 0에서 1.20 MeV까지 에너지를 가질 수 있으며, 산소-15의 붕괴 중에 방출되는 중성미자는 0에서 1.73 MeV까지 에너지를 가질 수 있다.평균적으로, 총 에너지 출력의 약 1.7 MeV는 사이클의 각 루프에 대해 중성미자에 의해 제거되며,[19] 약 25 MeV를 광도를 생성하는 데 사용할 수 있습니다.

CNO-II

위의 반응의 작은 분기에서, 0.04%의 시간 중심에서 발생하는, 위에 표시된 N과 관련된
최종 반응은 탄소-12와 알파 입자를 생성하지 않고 대신 산소-16과 광자를 생성하며 계속된다.

15
7N
 → O
 → F
 → O
 → N
 → O
 → N

상세:

15
7N
 		+ 1
1H
 		→ 16
8오
 		+
γ
 		+ 12.13 MeV
16
8오
 		+ 1
1H
 		→ 17
9에프
 		+
γ
 		+ 0.60 MeV
17
9에프
 		→ 17
8오
 		+
이+
 		+
ν
e 		+ 2.76 MeV (하프라이프 64.49초)
17
8오
 		+ 1
1H
 		→ 14
7N
 		+ 4
2그는
 		+ 1.19 MeV
14
7N
 		+ 1
1H
 		→ 15
8오
 		+
γ
 		+ 7.35 MeV
15
8오
 		→ 15
7N
 		+
이+
 		+
ν
e 		+ 2.75 MeV (122.24초의 반감기)

주가지에 포함된 탄소, 질소, 산소와 마찬가지로, 작은 가지에서 생성된 불소는 중간 생성물일 뿐이며, 안정된 상태에서는 별에 축적되지 않습니다.

CNO-II

이 지배적인 가지는 질량이 큰 별들에게만 의미가 있다.CNO-II의 반응 중 하나가 질소-14와 알파 대신 불소-18과 감마일 때 반응이 시작되고 계속된다.

17
8O
 → F
 → O
 → N
 → O
 → F
 → O

상세:

17
8오
 		+ 1
1H
 		→ 18
9에프
 		+
γ
 		+ 5.61 MeV
18
9에프
 		→ 18
8오
 		+
이+
 		+
ν
e 		+ 1.656 MeV (반감기 109.771분)
18
8오
 		+ 1
1H
 		→ 15
7N
 		+ 4
2그는
 		+ 3.98 MeV
15
7N
 		+ 1
1H
 		→ 16
8오
 		+
γ
 		+ 12.13 MeV
16
8오
 		+ 1
1H
 		→ 17
9에프
 		+
γ
 		+ 0.60 MeV
17
9에프
 		→ 17
8오
 		+
이+
 		+
ν
e 		+ 2.76 MeV (64.49초의 반감기)

CNO-IV

양성자는 알파 입자의 방출을 일으키는 핵과 반응한다.

CNO-II와 마찬가지로 이 가지 역시 질량이 큰 별에서만 의미가 있습니다.CNO-II의 반응 중 하나가 질소-15와 알파 대신 불소-19와 감마일 때 반응이 시작되고 계속된다.

18
8O
 → F
 → O
 → F
 → O
 → F
 → O

상세:

18
8오
 		+ 1
1H
 		→ 19
9에프
 		+
γ
 		+ 7.994 MeV
19
9에프
 		+ 1
1H
 		→ 16
8오
 		+ 4
2그는
 		+ 8.114 MeV
16
8오
 		+ 1
1H
 		→ 17
9에프
 		+
γ
 		+ 0.60 MeV
17
9에프
 		→ 17
8오
 		+
이+
 		+
ν
e 		+ 2.76 MeV (하프라이프 64.49초)
17
8오
 		+ 1
1H
 		→ 18
9에프
 		+
γ
 		+ 5.61 MeV
18
9에프
 		→ 18
8오
 		+
이+
 		+
ν
e 		+ 1.656 MeV (반감기 109.771분)

경우에
따라서는 F가 헬륨 핵과 결합하여 나트륨 네온 사이클을 [20]시작할 수 있습니다.

핫 CNO 사이클

노베나 X선 폭발과 같이 고온과 압력이 높은 조건에서는 양성자 포획 속도가 베타 감쇠 속도를 초과하여 양성자 적하선까지 연소됩니다.방사능 종은 베타 붕괴 전에 양성자를 포획하여 다른 방법으로는 접근할 수 없는 새로운 핵 연소 경로를 여는 것이 핵심 아이디어이다.이러한 촉매 사이클은 일반적으로 고온 CNO 사이클이라고 불리며, 양성자 포획 대신 베타 붕괴에 의해 제한되기 때문에 베타 제한 CNO [clarification needed]사이클이라고도 불립니다.

HCNO-I

CNO-I 사이클과 HCNO-I 사이클의 차이는 N이 붕괴하는 대신 양성자를 포착하여 전체 시퀀스를 이끈다는 것이다
.

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

상세:

12
6C
. 		+ 1
1H
 		→ 13
7N
 		+
γ
 		+ 1.95 MeV
13
7N
 		+ 1
1H
 		→ 14
8오
 		+
γ
 		+ 4.63 MeV
14
8오
 		→ 14
7N
 		+
이+
 		+
ν
e 		+ 5.14 MeV (70.641초의 반감기)
14
7N
 		+ 1
1H
 		→ 15
8오
 		+
γ
 		+ 7.35 MeV
15
8오
 		→ 15
7N
 		+
이+
 		+
ν
e 		+ 2.75 MeV (122.24초의 반감기)
15
7N
 		+ 1
1H
 		→ 12
6C
. 		+ 4
2그는
 		+ 4.96 MeV

HCNO-II

CNO-II 사이클과 HCNO-II 사이클의 주목할 만한 차이는 F가 붕괴 대신 양성자를 포착하고 F에 대한 후속
 반응에서 네온이 생성되어 전체 시퀀스를 이끈다는 것이다
.

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

상세:

15
7N
 		+ 1
1H
 		→ 16
8오
 		+
γ
 		+ 12.13 MeV
16
8오
 		+ 1
1H
 		→ 17
9에프
 		+
γ
 		+ 0.60 MeV
17
9에프
 		+ 1
1H
 		→ 18
10네
 		+
γ
 		+ 3.92 MeV
18
10네
 		→ 18
9에프
 		+
이+
 		+
ν
e 		+ 4.44 MeV (하프라이프 1.672초)
18
9에프
 		+ 1
1H
 		→ 15
8오
 		+ 4
2그는
 		+ 2.88 MeV
15
8오
 		→ 15
7N
 		+
이+
 		+
ν
e 		+ 2.75 MeV (122.24초의 반감기)

HCNO-II

HCNO-II 사이클의 대안은 F가 더 높은 질량을 향해 이동하는 양성자를 포착하고 CNO-IV 사이클과 동일한 헬륨 생성 메커니즘을 사용하는 것이다
.

18
9F
→19
10Ne
→19
9F
→16
8O
→17
9F

→18
10Ne→18
9F

상세:

18
9에프
 		+ 1
1H
 		→ 19
10네
 		+
γ
 		+ 6.41 MeV
19
10네
 		→ 19
9에프
 		+
이+
 		+
ν
e 		+ 3.32 MeV (하프라이프 17.22초)
19
9에프
 		+ 1
1H
 		→ 16
8오
 		+ 4
2그는
 		+ 8.11 MeV
16
8오
 		+ 1
1H
 		→ 17
9에프
 		+
γ
 		+ 0.60 MeV
17
9에프
 		+ 1
1H
 		→ 18
10네
 		+
γ
 		+ 3.92 MeV
18
10네
 		→ 18
9에프
 		+
이+
 		+
ν
e 		+ 4.44 MeV (하프라이프 1.672초)

천문학에서 사용

"촉매" 핵의 총 수는 사이클에서 보존되는 반면, 항성 진화에서는 핵의 상대적 비율이 변화합니다.사이클이 평형 상태가 되면 탄소-12/탄소-13 핵의 비율은 3.5로 구동되며 질소-14는 초기 조성에 관계없이 가장 많은 핵이 된다.별의 진화 과정에서 대류 혼합은 CNO 순환이 작동한 물질을 별의 내부로부터 표면으로 이동시켜 관측된 별의 구성을 변화시킵니다.적색거성은 주계열성보다 탄소-12/탄소-13 및 탄소-12/질소-14 비율이 낮으며, 이는 CNO 사이클의 [citation needed]작동에 대한 설득력 있는 증거로 여겨진다.

「 」를 참조해 주세요.

각주

  1. ^ 주의: e와 θ의 불변 질량이 얼마나 작은지는 중요하지 않다. 왜냐하면 e와 θ는 상대성이론이 될 만큼 충분히 작기 때문이다.중요한 것은 딸 핵이 무겁다는 것이다p5c.

레퍼런스

  1. ^ a b Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. John Wiley and Sons. pp. 119–121. ISBN 0-470-09220-3.
  2. ^ a b Agostini, M.; Altenmüller, K.; et al. (The BOREXINO collaboration) (25 June 2020). "Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun". Nature. 587 (7835): 577–582. arXiv:2006.15115. Bibcode:2020Natur.587..577B. doi:10.1038/s41586-020-2934-0. PMID 33239797. S2CID 227174644.
  3. ^ Reid, I. Neill; Hawley, Suzanne L. (2005). "The structure, formation, and evolution of low-mass stars and brown dwarfs – Energy generation". New Light on Dark Stars: Red dwarfs, low-mass stars, brown dwarfs. Springer-Praxis Books in Astrophysics and Astronomy (2nd ed.). Springer Science & Business Media. pp. 108–111. ISBN 3-540-25124-3.
  4. ^ Schuler, S.C.; King, J.R.; The, L.-S. (2009). "Stellar Nucleosynthesis in the Hyades open cluster". The Astrophysical Journal. 701 (1): 837–849. arXiv:0906.4812. Bibcode:2009ApJ...701..837S. doi:10.1088/0004-637X/701/1/837. S2CID 10626836.
  5. ^ a b von Weizsäcker, Carl F. (1937). "Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne I" [On transformations of elements in the interiors of stars I]. Physikalische Zeitschrift. 38: 176–191.
  6. ^ a b von Weizsäcker, Carl F. (1938). "Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne II" [On transformations of elements in the interiors of stars II]. Physikalische Zeitschrift. 39: 633–646.
  7. ^ a b c Bethe, Hans A. (1939). "Energy Production in Stars". Physical Review. 55 (1): 541–7. Bibcode:1939PhRv...55..103B. doi:10.1103/PhysRev.55.103. PMID 17835673.
  8. ^ a b c Bethe, Hans A. (1939). "Energy production in stars". Physical Review. 55 (5): 434–456. Bibcode:1939PhRv...55..434B. doi:10.1103/PhysRev.55.434. PMID 17835673.
  9. ^ Agostini, M.; Altenmüller, K.; Appel, S.; Atroshchenko, V.; Bagdasarian, Z.; Basilico, D.; Bellini, G.; Benziger, J.; Biondi, R.; Bravo, D.; Caccianiga, B. (25 November 2020). "Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun". Nature. 587 (7835): 577–582. arXiv:2006.15115. Bibcode:2020Natur.587..577B. doi:10.1038/s41586-020-2934-0. ISSN 1476-4687. PMID 33239797. S2CID 227174644. This result therefore paves the way towards a direct measurement of the solar metallicity using CNO neutrinos. Our findings quantify the relative contribution of CNO fusion in the Sun to be of the order of 1 per cent;
  10. ^ "Neutrinos yield first experimental evidence of catalyzed fusion dominant in many stars". phys.org. Retrieved 26 November 2020. Pocar points out, "Confirmation of CNO burning in our sun, where it operates at only one percent, reinforces our confidence that we understand how stars work."
  11. ^ Bethe, Hans A.; Bacher, Robert (1936). "Nuclear Physics, A: Stationary states of nuclei" (PDF). Reviews of Modern Physics. 8 (2): 82–229. Bibcode:1936RvMP....8...82B. doi:10.1103/RevModPhys.8.82.
  12. ^ Bethe, Hans A. (1937). "Nuclear Physics, B: Nuclear dynamics, theoretical". Reviews of Modern Physics. 9 (2): 69–244. Bibcode:1937RvMP....9...69B. doi:10.1103/RevModPhys.9.69.
  13. ^ Bethe, Hans A.; Livingston, Milton S. (1937). "Nuclear Physics, C: Nuclear Dynamics, Experimental". Reviews of Modern Physics. 9 (2): 245–390. Bibcode:1937RvMP....9..245L. doi:10.1103/RevModPhys.9.245.
  14. ^ Bardi, Jason Socrates (23 January 2008). "Landmarks: What makes the stars shine?". Physical Review Focus. Vol. 21, no. 3. doi:10.1103/physrevfocus.21.3. Retrieved 26 November 2018.
  15. ^ a b c Krane, Kenneth S. (1988). Introductory Nuclear Physics. John Wiley & Sons. p. 537. ISBN 0-471-80553-X.
  16. ^ a b Ray, Alak (2010). "Massive stars as thermonuclear reactors and their explosions following core collapse". In Goswami, Aruna; Reddy, B. Eswar (eds.). Principles and Perspectives in Cosmochemistry. Springer Science & Business Media. p. 233. ISBN 9783642103681.
  17. ^ Wapstra, Aaldert; Audi, Georges (18 November 2003). "The 2003 Atomic Mass Evaluation". Atomic Mass Data Center. Retrieved 25 October 2011.
  18. ^ Lemut, A.; Bemmerer, D.; Confortola, F.; Bonetti, R.; Broggini, C.; Corvisiero, P.; et al. (LUNA Collaboration) (2006). "First measurement of the 14N(p,γ)15O cross section down to 70 keV". Physics Letters B. 634 (5–6): 483–487. arXiv:nucl-ex/0602012. Bibcode:2006PhLB..634..483L. doi:10.1016/j.physletb.2006.02.021. S2CID 16875233.
  19. ^ Scheffler, Helmut; Elsässer, Hans (1990). Die Physik der Sterne und der Sonne [The Physics of the Stars and the Sun]. Bibliographisches Institut (Mannheim, Wien, Zürich). ISBN 3-411-14172-7.
  20. ^ Depalo, Rosanna. "The neon-sodium cycle: Study of the 22Ne(p, γ)23Na reaction at astrophysical energies" (PDF).

추가 정보