Введение

Катализируемые реакции термоядерного синтеза, в ходе которых звезды преобразуют водород в гелий.

Цикл CNO (углерод–азот–кислород; иногда называемый циклом Бете — Вейцзекера в честь Ганса Альбрехта Бете и Карла Фридриха фон Вейцзекера) — один из двух известных наборов термоядерных реакций, посредством которых звезды преобразуют водород в гелий, другой — протон-протонная цепная реакция (pp-цикл), которая более эффективна при температуре ядра Солнца. Предполагается, что цикл CNO является доминирующим в звездах, масса которых более чем в 1,3 раза превышает массу Солнца. Одно ядро последовательно превращается в изотопы углерода, азота и кислорода в результате ряда преобразований в повторяющемся цикле. Протон-протонная цепь более выражена в звездах с массой, равной или меньшей массы Солнца. Это различие обусловлено различиями в температурной зависимости между двумя реакциями: протон-протонная цепная реакция начинается при температурах около 4 (4 мегакельвина), что делает ее основным источником энергии в маломассивных звездах. Самоподдерживающийся цикл CNO начинается примерно при 15, но его энерговыделение возрастает гораздо быстрее с увеличением температуры, так что он становится основным источником энергии примерно при 17. Температура ядра Солнца составляет около 15,7, и лишь 1,7 из 4 ядер гелия, образующихся на Солнце, рождаются в цикле CNO. Процесс CNO I был независимо предложен Карлом фон Вейцзекером и Гансом Бете.

Циклы холодной CNO

В типичных условиях, встречающихся в звездах, каталитическое сжигание водорода в циклах CNO ограничивается захватом протонов. В частности, время жизни радиоактивных ядер, образующихся в результате распада, меньше, чем время, необходимое для протекания термоядерного синтеза. Благодаря этим большим временным масштабам, холодные циклы CNO медленно превращают водород в гелий, обеспечивая возможность поддержания звёзд в состоянии устойчивого равновесия на протяжении многих лет.

Циклы горячего CNO

В условиях более высокой температуры и давления, таких как наблюдаемые в новых и рентгеновских вспышках, скорость захвата протонов превышает скорость бета-распада, что приводит к сгоранию вплоть до границы стабильности протонов. Основная идея заключается в том, что радиоактивный изотоп захватит протон до того, как успеет подвергнуться бета-распаду, открывая новые пути ядерного горения, которые в противном случае были бы недоступны. Из-за более высоких температур эти каталитические циклы обычно называют горячими CNO-циклами; поскольку временные рамки ограничены бета-распадами, а не захватом протонов, их также называют CNO-циклами, ограниченными бета-распадом.

Использование в астрономии

В то время как общее количество "каталитических" ядер сохраняется в цикле, в ходе звездной эволюции относительное содержание этих ядер изменяется. Когда цикл достигает равновесия, отношение ядер углерода-12 к углероду-13 устанавливается на уровне 3,5, а азот-14 становится наиболее распространенным ядром, независимо от начального состава. В процессе эволюции звезды эпизоды конвективного смешения переносят материал, в котором действовал CNO-цикл, из недр звезды на поверхность, что изменяет наблюдаемый состав звезды. У красных гигантов наблюдаются более низкие отношения углерода-12 к углероду-13 и углерода-12 к азоту-14, чем у звезд главной последовательности, что рассматривается как убедительное свидетельство работы CNO-цикла.