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Ciclo del carbonio-azoto-ossigeno

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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 più comuni 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 il 20% maggiori di quella del Sole, mentre la catena protone-protone è dominante per le stelle più piccole.[1]

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

Descrizione e localizzazioneModifica

Questo ciclo partendo da quattro protoni produce una particella alpha (cioè un nucleo di elio) pesante, due positroni più leggeri, due neutrini, leggerissimi, e un ulteriore rilascio di energia di tipo puramente luminoso 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 fusione nucleare indiretta dell'idrogeno. Questo ciclo è più complesso della semplice catena protone-protone, che coinvolge la reazione deuterio-deuterio, e infatti si innesca ad una temperatura più alta. Ha quindi luogo normalmente nelle zone interne delle stelle di dimensioni abbastanza grandi, orientativamente con massa superiore a circa 1,2 masse solari: già alcune stelle della sequenza principale riescono a svolgere questo ciclo in modo apprezzabile.

Le reazioni del ciclo carbonio-azoto sono:

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

Nelle stelle di grandezza paragonabile o inferiore a quella del Sole, invece, i meccanismi di combustione prevalenti sono rappresentati dalla catena protone-protone. Quasi tutte le stelle attivano il ciclo poi durante la fase finale di gigante rossa, nel guscio esterno. L'uomo non è ancora riuscito a riprodurre in modo apprezzabile questo ciclo sulla Terra, date le temperature richieste che sono ancora più alte di quelle già ardue della reazione deuterio-deuterio.

PrecisazioniModifica

L'efficacia del ciclo non è totale, nel senso che in un ramo secondario della reazione, con la probabilità dello 0,04%, la reazione finale non produce carbonio-12 e elio-4, ma ossigeno-16 e un fotone:

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 formano così si accumulano e poi pensa che alimentino un ulteriore ciclo, le cui perdite sono trascurabili dal punto di vista della produzione di energia.

NoteModifica

  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.

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