Bethe-WeizsäckerCycle-Wikipedia

Bethe-Weizsäckerサイクル （また cn-zyklus 、 共同ウィゼラス 、 c-i-zyklus 、 炭素窒素サイクル ））は、星の水素がヘリウムに変換される、SOに覆われた水素燃焼の8つの融合反応の1つです。他はプロトン陽子反応と他の可能なものです CNOサイクル それはさらに高い温度で実行されます。

このサイクルは、1937年から1939年の間に物理学者のハンス・ベテとカール・フリードリッヒ・フォン・ワイツァーカーによって発見されました。 CNまたはCNOサイクルという名前は、反応に関与する元素（C）、窒素（O）から派生しています。プロトンプロトン反応は、太陽の質量のすぐ上のサイズの星でより重要な役割を果たしますが、理論モデルは、Bethe-Weizsäckerサイクルがおそらく太陽質量とすべての巨大な星の重い星の一般的なエネルギー源を表していることを示しています。太陽自体は、Bethe-Weizsäckerサイクルを通じてエネルギーの1.6％しか生成しません。 2020年、ボレキシノ検出器は、太陽のCNOサイクルからニュートリノを証明した最初の人物でした。 ^[初め]

Bethe-Weizsäckerサイクルは、1400万人以上のケルビンの温度でしか効果的であり、1800万のケルビンから優勢です。これの1つの前提条件は、星の組成における炭素、窒素、または酸素の元素の同位体の発生であり、プロセスの結果として互いに変換されます。販売率は既存の金額に比例します ^12番目 C. CNOプロセスの結果、元々既存のC-N-O-同位体の周波数が個々のステップの反応期間に従ってシフトしていることです。 ¹⁴ n後 ¹⁵ o反応速度が最も遅いため、同位体の周波数が強く向上します ¹⁴ nは、スペクトル分析でシェルに対流がある星で検出できます。の相対頻度 ¹⁴ n「灰」（ヘリウム）のnの燃焼の終了後、燃えていることは、 ¹⁸ o巨大な星で燃えている次のヘリウム中に（ ¹⁴ n+ ⁴ 彼→ ¹⁸ F→ ¹⁸ o）。 CNOサイクルは、P-Pサイクル（4番目の効力）よりも、温度（18番目の効力）に対する反応速度の依存性がはるかに強くなっています。これにより、エネルギーが星の中心にストリーキングするエネルギーの集中が大きくなります。つまり、コア領域のエネルギーの流れが非常に高く、対流の核が始まります。 P-Pサイクルと比較したCNOサイクルは、星の光度にほとんど影響を及ぼさず、本質的にその質量にのみ依存しています。また、CNOサイクルは、Mass-low Main Series Starsでゆっくりと不足しています。エネルギーバランスで役割を果たしていなくても、関与する同位体の元の周波数が変わります。

現在の意見によれば、炭素が発生することはないので、第一世代（人口III）の星がこのようにエネルギーを生成することは不可能でした。しかし、星開発の後期段階では、スターカーボンは3アルファプロセスによって作成されます（ヌクレオシンセシスも参照）。一方では触媒として入手でき、一方ではスーパーノバと星の風によって巨大な星から星間媒体に放出されます。

したがって、後の世代の星には、開発の開始時に炭素が含まれています（金属性も参照）。

Bethe-Weizsäckerサイクルでは、水素コアの合併は本質的に ^初め より重いコアを持つH（陽子） ^12番目 C、 ¹³ C、 ¹⁴ nおよびn ¹⁵ n、したがって名前 cn-zyklus 。合併では、エネルギーはガンマ量子の形で部分的に放出されます。結果の2つの中間製品、 ¹³ nおよびn ¹⁵ o、短時間後に不安定で崩壊し、それぞれが陽電子Eを送信します ⁺ およびエレクトロニウトリノスν _そうです 。個々の反応手順を以下に示します。

CNO-I [ 編集 | ソーステキストを編集します ]

${displaystyle mathrm {_ {6}^{12} c+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {7}^{13} n+ gamma+ 1,95 mev}}}$

（平均して1.3・10 ⁷ 年

${displaystyle mathrm {_ {7}^{13} nlongrightArrow _ {6}^{13} c+e^{+}+nu _ {e}+1,37 mev}}}$

（ハーフライフ9.965分）

${displaystyle mathrm {_ {6}^{13} c+ _ {1}^{1} hlongrightarrow _ {7}^{14} n+ gamma+ 7,54 mev}}}$

（平均2.6・10 ⁶ 年

${displaystyle mathrm {_ {7}^{14} n+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {8}^{15} o+ガンマ+ 7,35 mev}}}$

（平均3.2・10 ⁸ 年

${displaystyle mathrm {_ _ _ 8}^{15} olongrighttarrow _ {7}^{15} n+e^{+}+nu _ {e} +1,73 mev}}}$

（ハーフライフ2.034分）

${displaystyle mathrm {_ {7}^{15} n+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {6}^{12} c+ _ {2}^{4} he+ 4,96 mev}}}}$

（平均して1.1・10 ⁵ 年

サイクルの全体的な結果は、4つの水素コアの合併です ^初め Hヘリウムコアへ ⁴ 彼は、その質量は、4つのプロトンの質量よりもほぼ1％低い（質量欠陥）。違いは、アインシュタインの方程式に基づいています と = MC ²エネルギーに変換され、ニュートリノで変換されます。ここでのエネルギーバランスは+25.03 MEVです。これは、生成されたニュートリノのエネルギーがそこで低いため、プロトンプロトンI鎖の+26.196 MEVよりも少し少ないです。
カーボンコア ^12番目 Cは触媒としてのみ機能し、最終的に最後の反応で再生されます。
ニュートリノが小さな質量の形で運ぶエネルギー、特に彼らの運動エネルギーは、星から逃げることができるため、星から撤退します。

サイクルの完全な走行には、大規模な星を備えた数億年の順序で、巨大な期間が必要です。サイクルは、大量豊富な星を伴うプロトンプロトン反応（数十億年）よりも速く走るため、星はこの方法でかなり多くのエネルギーを放出できます。

Bethe-Weizsäckerサイクルのエネルギー生成率は、温度の18番目の効力に比例します。 ^[2] その結果、温度が5％上昇すると、エネルギーの増加が約141％増加します。

水素燃焼の「灰」はヘリウムです ⁴ 彼は、後で使用できるヘリウム燃焼の出発材料として機能することができます。

上記のCNO-Iサイクルに加えて、中間コアの酸素とフッ素の上を走る他の融合経路があります。

CNO-II [ 編集 | ソーステキストを編集します ]

CNO-IIサイクルは、CNO-Iサイクルの二次反応として実行され、太陽の中での総エネルギーの0.04％にも寄与します。 CNO-Iサイクルの最後のステップでは、炭素とヘリウムは生成されませんが、 ¹⁶ oコア：

${displaystyle mathrm {_ {7}^{15} n+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {8}^{16} o+ gamma+ 12 {、} 13 mev}}}$

${displaystyle mathrm {_ {8}^{16} o+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {9}^{17} f+ gamma+ 0,60 mev}}}$

${displaystyle mathrm {_ {9}^{17} flongrightarrow _ {8}^{17} o+e^{+}+nu _ {e}+2,76 mev}}}$

（ハーフライフ64.49秒）

${displaystyle mathrm {_ {8}^{17} o+ _ {1}^{1} hlongrightarrow _ {7}^{14} n+ _ {2}^{4} he+ 1,19 mev}}}}$

${displaystyle mathrm {_ {7}^{14} n+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {8}^{15} o+ガンマ+ 7,35 mev}}}$

${displaystyle mathrm {_ _ _ _ _$

（ハーフライフ122.24秒）

CNO-III [ 編集 | ソーステキストを編集します ]

このプロセスは、窒素-14とヘリウム4の代わりにCNO-IIサイクルのFluor-18の4番目のステップが発生する固体星でのみ役割を果たします。

${displaystyle mathrm {_ {8}^{17} o+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {9}^{18} f+ gamma+ 5,61 mev}}}$

${displaystyle mathrm {_ {9}^{18} flongrightarrow _ {8}^{18} o+e^{+}+nu _ {e}+1,656 mev}}}$

（ハーフライフ109.771分）

${displaystyle mathrm {_ {8}^{18} o+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {7}^{15} n+ _ {2}^{4} he+ 3,98 mev}}}}$

${displaystyle mathrm {_ {7}^{15} n+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {8}^{16} o+ガンマ+ 12,13 mev}}}$

${displaystyle mathrm {_ {8}^{16} o+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {9}^{17} f+ gamma+ 0,60 mev}}}$

${displaystyle mathrm {_ {9}^{17} flongrightarrow _ {8}^{17} o+e^{+}+nu _ {e}+2,76 mev}}}$

（ハーフライフ64.49秒）

CNO-IV [ 編集 | ソーステキストを編集します ]

CNO IVサイクルは、窒素-15とヘリウム-4の代わりにCNO-IIIサイクルの3番目のステップが作成された場合、別の可能な副反応です。

${displaystyle mathrm {_ {8}^{18} o+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {9}^{19} f+ 7,994 mev}}}}$

${displaystyle mathrm {_ {9}^{19} f+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {8}^{16} o+ _ {2}^{4} he+ 8,114 mev}}}}$

${displaystyle mathrm {_ {8}^{16} o+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {9}^{17} f+ gamma+ 0,60 mev}}}$

${displaystyle mathrm {_ {9}^{17} flongrightarrow _ {8}^{17} o+e^{+}+nu _ {e}+2,76 mev}}}$

（ハーフライフ64.49秒）

${displaystyle mathrm {_ {8}^{17} o+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {9}^{18} f+ gamma+ 5,61 mev}}}$

${displaystyle mathrm {_ {9}^{18} flongrightarrow _ {8}^{18} o+e^{+}+nu _ {e}+1,656 mev}}}$

（ハーフライフ109.771分）

NovaeやGamma -Rayの発生のような非常に暑くて密な条件下では、プロトンの収集率はベータ版の速度を超えています。プロトンは、そのベータfallの前に放射性コアによって捕獲され、他の反応経路が可能になります。これには特に高温が必要です。そのため、これらのホットCNOサイクル（「ホットCNOサイクル」）が呼び出されます。

hcno-i [ 編集 | ソーステキストを編集します ]

HCNO-Iサイクルは、通常のベータ制限CNO-Iサイクルのように始まります。 ¹³ N-ATOMは、崩壊するのではなく、プロトンをキャプチャします。

${displaystyle mathrm {_ {6}^{12} c+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {7}^{13} n+ gamma+ 1,95 mev}}}$

${displaystyle mathrm {_ {7}^{13} n+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {8}^{14} o+ガンマ+ 4,63 mev}}}$

${displaystyle mathrm {_ _ _ _ q q q q q q q q q q q q q q q q q q q q q q q q q q q q q q q Q$

（ハーフライフ70.641秒）

${displaystyle mathrm {_ {7}^{14} n+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {8}^{15} o+ガンマ+ 7,35 mev}}}$

${displaystyle mathrm {_ _ _ 8}^{15} olongrighttarrow _ {7}^{15} n+e^{+}+nu _ {e} +1,73 mev}}}$

（ハーフライフ122.24秒）

${displaystyle mathrm {_ {7}^{15} n+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {6}^{12} c+ _ {2}^{4} he+ 4,96 mev}}}}$

hksno-ii [ 編集 | ソーステキストを編集します ]

CNO-IIサイクルの違いは、中間コアが ¹⁷ Fは3番目のステップでは苦しむことはありませんが、プロトンをキャプチャします。

${displaystyle mathrm {_ {7}^{15} n+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {8}^{16} o+ gamma+ 12 {、} 13 mev}}}$

${displaystyle mathrm {_ {8}^{16} o+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {9}^{17} f+ gamma+ 0,60 mev}}}$

${displaystyle mathrm {_ {9}^{17} f+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {10}^{18} ne+ gamma+ 3,92 mev}}}$

${displaystyle mathrm {_ _ _ 10}^{18} entrightArrow _ {9}^{18} f+e ^^ {+}+nu _ {e} +4,44 mev}}}$

（ハーフライフ1.672秒）

${displaystyle mathrm {_ {9}^{18} f+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {8}^{15} o+ _ {2}^{4} he+ 2,88 mev}}}}$

${displaystyle mathrm {_ _ _ 8}^{15} olongrighttarrow _ {7}^{15} n+e^{+}+nu _ {e} +1,73 mev}}}$

（ハーフライフ122.24秒）

hylo-iih [ 編集 | ソーステキストを編集します ]

別の代替案の場合 ¹⁸ 5番目のステップのHCNO-IIサイクルのFコアは、プロトンをキャプチャします。

${displaystyle mathrm {_ {9}^{18} f+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {10}^{19} ne+ガンマ+ 6,41 mev}}}$

${displaystyle mathrm {_ _ _ 10}^{19} entongrightArrow _ {9}^{19} f+e^{+}+nu _ {e} +3,32 mev}}}$

（ハーフライフ17.22秒）

${displaystyle mathrm {_ {8}^{19} f+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {8}^{16} o+ _ {2}^{4} he+ 8,114 mev}}}}$

${displaystyle mathrm {_ {8}^{16} o+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {9}^{17} f+ gamma+ 0,60 mev}}}$

${displaystyle mathrm {_ {9}^{17} f+ _ {1}^{1} hlongrightArrow _ {10}^{18} ne+ gamma+ 3,92 mev}}}$

${displaystyle mathrm {_ _ _ 10}^{18} entrightArrow _ {9}^{18} f+e ^^ {+}+nu _ {e} +4,44 mev}}}$

（ハーフライフ1.672秒）

• C. F. vonweizsäcker： 星内の要素変換について。 の： 物理的な雑誌。 第38巻、1937、pp。176–191および第39巻、1938、pp。633–646。
• H. A. Bethe： 星のエネルギー生産。 の： 物理的なレビュー。 バンド55、1939、S。434–456、 doi：10.1103/physrev.55.434 。
• 教授博士Wolfgang Gebhardt（レーゲンスバーグ大学）：スクリプト原子力物理学、水素燃焼、その他のコア反応 （Physik.uni-Regensburg.de）

1. ↑ 太陽の中でCNO融合サイクルで生成されたニュートリノの実験的証拠。 Borexinoコラボレーション。 の： 自然。 バンド587、2020、S。577–582。 （nature.com）
2. ↑ エリック・G・アデルバーガー等： 太陽融合断面。 ii。 PPチェーンとCNOサイクル 。の： 現代の物理学のレビュー 。 バンド 83 、 いいえ。 初め 、2011年、 S. 226 、doi： 10.1103/revmodphys.83.195 。