Tekst źródłowy strony Cykl węglowo-azotowo-tlenowy

'''Cykl węglowo-azotowo-tlenowy''' ('''CNO''') – cykl [[Reakcja jądrowa|przemian jąder]] [[atom]]owych, których efektem jest przemiana [[wodór|wodoru]] w [[Hel (pierwiastek)|hel]] oraz powstawanie dużych ilości [[Energia (fizyka)|energii]]. Jest źródłem energii dla masywnych [[gwiazda|gwiazd]], ponieważ może zachodzić tylko w bardzo dużych [[temperatura]]ch (rzędu 20 milionów [[kelwin]]ów).

Cykl ten po raz pierwszy, jako rozwiązanie problemu powstawania energii w gwiazdach, zaproponował pracujący w [[Stany Zjednoczone|Stanach Zjednoczonych]] niemiecki fizyk [[Hans Bethe|Hans Albrecht Bethe]]<ref>H. A. Bethe. [[Physical Review]] nr 55 z 1939 roku 436.</ref>. Mniej więcej w tym samym czasie co Bethe (1938-1939) ten sam mechanizm opisał inny niemiecki fizyk [[Carl Friedrich von Weizsäcker|Carl von Weizsäcker]]<ref>[[Carl Friedrich von Weizsäcker|C.F. von Weizsäcker]]: ''Über Elementumwandlungen im Innern der Sterne''. [[Physikalische Zeitschrift]] nr 38 z 1937 roku s. 176–191 i nr 39 z 1938 roku s. 633–646.</ref>. Osiągnięcie to było jednak w późniejszych latach ignorowane przez świat naukowy, ponieważ Weizsäcker pracował dla [[narodowy socjalizm|nazistowskich]] Niemiec.

[[Plik:CNO Cycle.svg|right|380px|thumbnail|Schemat cyklu CNO]]

{| class="wikitable"
|+ Szczegółowy przebieg cyklu
|-
!rowspan=2| Reakcja<sup>1)</sup>
!colspan=2| Wydzielona energia<sup>2)</sup>
|-
! w MeV || w <math>\mathrm\frac{TJ}{kg}</math>
|-
| <sup>12</sup>[[Węgiel (pierwiastek)|C]] + [[proton|p]] → <sup>13*</sup>[[azot|N]] + [[Promieniowanie gamma|γ]] || 1,944 || 14,4
|-
| <sup>13*</sup>N → <sup>13</sup>C + [[Pozyton|e]]<sup>+</sup> + <math>{\nu}_e</math> || 2,22-0,71 || 16,5
|-
| <sup>13</sup>C + p → <sup>14</sup>N + γ || 7,551 || 52
|-
| <sup>14</sup>N + p → <sup>15*</sup>[[Tlen|O]] + γ || 7,297 || 46,9
|-
| <sup>15*</sup>O → <sup>15</sup>N + e<sup>+</sup> + <math>\nu_e</math> || 2,754 || 17,7
|-
| <sup>15</sup>N + p → <sup>12</sup>C + <sup>4</sup>[[Hel (pierwiastek)|He]] || 4,966 || 30,1
|-
|colspan=3 align=center| raz na tysiąc reakcji zachodzi
|-
| <sup>15</sup>N + p → <sup>16</sup>O + γ || ||
|-
| <sup>16</sup>O + p → <sup>17</sup>[[Fluor|F]] + γ || ||
|-
| <sup>17</sup>F → <sup>17</sup>O + e<sup>+</sup> + <math>\nu_e</math> || ||
|-
| <sup>17</sup>O + p → <sup>14</sup>N + <sup>4</sup>He || ||
|}
'''<sup>1</sup>''' – spotyka się również zapisy, w których zamiast p jest <sup>1</sup>H<br />
'''<sup>2</sup>''' – MeV = 10<sup>6</sup> [[Elektronowolt|eV]]; TJ = 10<sup>12</sup> [[Dżul|J]], wielkość podana dla jednego kilograma [[reagent]]ów

W wyniku takiego cyklu reakcji następuje przemiana czterech protonów w jądro helu i uwolnienie energii: 4<sup>1</sup>H → <sup>4</sup>He + energia. Węgiel-12 działa tu tylko jako [[katalizator]] i nie ulega zużyciu, zatem nie potrzeba go w dużych ilościach. Powstaje on natomiast w wyniku oddziaływania ze sobą trzech jąder <sup>4</sup>He, zwanych też cząstkami alfa. W gwieździe posiadającej dość zapasów wodoru oddziaływanie to występuje sporadycznie. Zaczyna jednak odgrywać coraz większą rolę, gdy cały wodór zostanie zużyty i gwiazda staje się tzw. [[czerwony olbrzym|czerwonym olbrzymem]]. To właśnie przemiana helu w [[węgiel (pierwiastek)|węgiel]] jest wtedy głównym źródłem energii.

W cyklu CNO, raz na tysiąc reakcji, w wyniku połączenia azotu-15 z protonem, powstaje jądro tlenu-16 i [[foton]] (nie powstaje [[Promieniowanie alfa|cząstka alfa]]). Ale nawet w tym przypadku po kilku przemianach otrzymujemy jądro helu, a azot powraca do cyklu.

== Zobacz też ==
* [[cykl protonowy]]
* [[proces 3-α]]
* [[Słońce]]

== Przypisy ==
{{Przypisy}}

== Linki zewnętrzne ==
* {{Cytuj stronę |url = http://prola.aps.org/abstract/PR/v55/i5/p434_1 |tytuł = H. A. Bethe: Energy Production in Stars, 1938 |opublikowany = prola.aps.org |archiwum = https://web.archive.org/web/20110927010416/http://prola.aps.org/abstract/PR/v55/i5/p434_1 |zarchiwizowano = 2011-09-27}}

{{Kontrola autorytatywna}}

[[Kategoria:Fizyka gwiazd]]
[[Kategoria:Nukleosynteza]]