Ciclo del carbonio-azoto-ossigeno

Da Wikipedia, l'enciclopedia libera.
Jump to navigation Jump to search
Il ciclo carbonio-azoto-ossigeno.
Ciclo-1 Carbonio-Azoto-Ossigeno

Il ciclo del carbonio-azoto-ossigeno (o ciclo CNO, o ciclo di Bethe) è una delle due serie di reazioni nucleari che avvengono all'interno delle stelle, insieme alla catena protone-protone. I modelli teorici prevedono che il ciclo CNO sia la principale sorgente di energia per le stelle più massicce, con masse circa 1,2 volte quella del Sole, mentre la catena protone-protone è dominante per le masse più piccole.[1]

Questo ciclo fu proposto nel 1938 da Hans Bethe[2][3] e indipendentemente da Carl Friedrich von Weizsäcker.[4][5]

Descrizione e localizzazione[modifica | modifica wikitesto]

Il risultato netto del ciclo CNO, partendo da quattro protoni, è la produzione di una particella α (cioè un nucleo di elio) più due positroni e due neutrini, con rilascio di energia sotto forma di raggi gamma. I nuclei di carbonio, azoto e ossigeno, dai quali il ciclo trae il nome, svolgono il ruolo di catalizzatori nella combustione nucleare dell'idrogeno. Esso ha luogo nelle zone degli interni stellari in cui si ha combustione di idrogeno a temperature sufficientemente alte da renderlo efficiente.

Le reazioni del ciclo carbonio-azoto sono le seguenti:

12C + 1H → 13N + γ + 1,95 MeV
13N → 13C + e+ + νe + 1,37 MeV
13C + 1H → 14N + γ + 7,54 MeV
14N + 1H → 15O + γ + 7,35 MeV
15O → 15N + e+ + νe + 1,86 MeV
15N + 1H → 12C + 4He + 4,96 MeV

Stando all'attuale modellistica dell'evoluzione stellare, le stelle appartenenti alla sequenza principale capaci di raggiungere le temperature necessarie all'attivazione del ciclo hanno masse superiori alle 1,2 masse solari, mentre praticamente tutte le stelle lo attivano nella fase di combustione dell'idrogeno in shell (fase di gigante rossa). Nelle stelle di grandezza paragonabile o inferiore a quella del Sole (aventi temperature più basse), invece, i meccanismi di combustione prevalenti sono rappresentati dalla cosiddetta catena protone-protone.

Precisazioni[modifica | modifica wikitesto]

Riguardo al ciclo CN va fatto notare che la sua efficienza non è totale: in un ramo secondario della reazione, che avviene soltanto lo 0,04% delle volte, la reazione finale mostrata sopra non produce 12C e 4He, ma 16O e un fotone. In questo caso la reazione procede nel modo seguente:

15N + 1H → 16O + γ
16O + 1H → 17F + γ
17F → 17O + e+ + νe
17O + 1H → 14N + 4He

In modo simile al carbonio, azoto e ossigeno del ramo principale, il fluoro prodotto nel ramo secondario ha una funzione esclusivamente catalitica e, a regime, non si accumula nella stella. I nuclei di ossigeno che si accumulano a causa di questo fenomeno prendono poi parte ad un ulteriore ciclo, le cui perdite sono, questa volta, trascurabili dal punto di vista della produzione di energia.

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ Maurizio Salaris e Santi Cassisi, Evolution of Stars and Stellar Populations, John Wiley and Sons, 2005, pp. 119–121, ISBN 0-470-09220-3.
  2. ^ Hans Bethe, Energy Production in Stars, in Physical Review, vol. 55, nº 1, 1939, p. 103, DOI:10.1103/PhysRev.55.103.
  3. ^ Hans Bethe, Energy Production in Stars, in Physical Review, vol. 55, nº 5, 1939, p. 434–456, DOI:10.1103/PhysRev.55.434.
  4. ^ Carl Friedrich von Weizsäcker, Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne I, in Physikalische Zeitschrift, vol. 38, 1937, pp. 176–191.
  5. ^ Carl Friedrich von Weizsäcker, Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne II, in Physikalische Zeitschrift, vol. 39, 1938, pp. 633–646.

Voci correlate[modifica | modifica wikitesto]

Altri progetti[modifica | modifica wikitesto]

Collegamenti esterni[modifica | modifica wikitesto]