Низ угљеник-азот-кисеоник
Niz ugljenik – azot – kiseonik ili CNO niz je jedna od dve reakcije nuklearne fuzije, kojom zvezde pretvaraju vodonik u helijum, a druga je niz proton – proton. Razlika je da je kod CNO низа за нуклеарну фузију потребан катализатор. Теорија тврди да су то процеси који превладавају код звезда који су веће барем 30% од нашег Сунца. Разлика је у почетним температурама, тако да је за почетак p-p низа потребна температура од 4 000 000 К, док за CNO низ потребно за почетак око 13 000 000 K. Код ЦНО низа излазна енергија пуно брже расте с повећањем температуре и код температуре 17 000 000 К тај процес превладава у већим звездама од Сунца.[1] Сунце има температуру у језгру око 15 700 000 K и само 1,7% хелијума се добије с CNO низом.
Код CNO низа, четири протона (језгре водоника) се спајају, користећи изотопе угљеника, азота и кисеоника, стварају алфа-честице, два позитрона и два неутрина. Позитрони ће одмах нестати реагирајући с електронима, ослобађајући енергију у облику гама-честица. Неутрини који побегну одмах, односе и део енергије. Изотопи угљеника, азота и кисеоника служе као катализатори за велики број процеса.[2][3]
CNO I низ[уреди | уреди извор]
Главна реакција код CNO низа је: 612C -> 713N -> 613C -> 714N -> 815O -> 715N -> 612C [4] 612C + 11H -> 713N + y + 1,95 MeV
713N -> 613C + e+ + ve + 2,22 MeV
613C + 11H -> 714N + y + 7,54 MeV
714N + 11H -> 815O + y + 7,35 MeV
815O -> 715N + e+ + ve + 2,75 MeV
715N + 11H -> 612C + 24He + 4,96 MeV где се језгро угљеника-12 које се користи у првој реакцији, обнавља у задњој реакцији.
CNO II низ[уреди | уреди извор]
То је јако мали пут реакције који се дешава у Сунчевом језгру, само око 0,04%, и коначна реакција не ствара угљеник-12 и алфа-честице, већ се ствара кисеоник-16 и фотон: 715N -> 816O -> 817F -> 817O -> 714N -> 815O -> 715N 715N + 11H -> 816O + y + 12,13 MeV
816O + 11H -> 917F + y + 0,60 MeV
917F -> 817O + e+ + ve + 2,76 MeV
817O + 11H -> 714N + 24He + 1,19 MeV
714N + 11H -> 815O + y + 7,35 MeV
815O -> 715N + e+ + ve + 2,75 MeV Као што угљеник, азот и кисеоник су укључени у главни пут, овде се појављује флуор, на споредном путу и служи само као катализатор, не скупљајући се у звезда.
OF низ[уреди | уреди извор]
Овај пут је значајан само за масивне звезде. Реакција почиње када ЦНО II низ ствара: 817O -> 918F -> 818O -> 919F -> 816O -> 917F -> 817O 817O + 11H -> 918F + y + 5,61 MeV
918F -> 818O + e+ + ve + 1,656 MeV
818O + 11H -> 919F + y + 7,994 MeV
919F + 11H -> 816O + 24He + 8,114 MeV
816O + 11H -> 917F + y + 0,60 MeV
917F -> 817O + e+ + ve + 2,76 MeV Треба приметити да сви циклуси дају исте резултате:
4 x 11H -> 24He + 2 x e+ + 2 x ve + 3 x y + 26,8 MeV
Употреба у астрономији[уреди | уреди извор]
Код звездане еволуције удео појединих језгри угљеника, азота и кисеоника се мења. Када је та врста нуклеарне фузије у равнотежи, удео угљеника-12/угљеника-13 је 3,5, а азот-14 постаје најзаступљенији с обзиром на почетне услове. За време звездане еволуције, конвективно мешање доноси материал из CNO низа према површини, мењајући састав звезде. Код црвеног дива је примећен мањи удео угљеника-12/угљеника-13 и угљеника-12/азот-14 у односу на главни низ звезда. Присуство угљеника, азота и кисеоника је примећено у спољашњим деловима звезда које имају до 150 маса Сунца.
Референце[уреди | уреди извор]
- ^ Сцхулер, Симон C.; Кинг, Јеремy Р.; Тхе, Лих-Син (2009). „Стеллар Нуцлеосyнтхесис ин тхе Хyадес Опен Цлустер”. тхе Астропхyсицал Јоурнал. 701 (1): 837—849. арXив:0906.4812 . дои:10.1088/0004-637X/701/1/837.
- ^ вон Wеизсäцкер, C. Ф. (1938). „Üбер Елементумwандлунген ин Иннерн дер Стерне II (Елемент Трансформатион Инсиде Старс, II)”. Пхyсикалисцхе Зеитсцхрифт. 39: 633—46.
- ^ Бетхе, Х. А. (1939). „Енергy Продуцтион ин Старс”. Пхyсицал Ревиеw. 55 (5): 434—56. дои:10.1103/ПхyсРев.55.434. Архивирано из оригинала 27. 09. 2011. г. Приступљено 08. 02. 2017.
- ^ Кране, Кеннетх С. (1988). Интродуцторy Нуцлеар Пхyсицс. Неw Yорк: Јохн Wилеy & Сонс. стр. 537. ISBN 0-471-80553-X.