УГЛЕРОДНО-АЗОТНЫЙ ЦИКЛ

УГЛЕРОДНО-АЗОТНЫЙ ЦИКЛ

- последовательность термоядерных реакций в звёздах, приводящая к образованию гелия из водорода с участием углерода, азота, кислорода и фтора в качестве катализаторов. У.-а. ц.- осн. источник энергии массивных звёзд на нач. стадиях их существования (см. Эволюция звёзд).Вблизи центра таких звёзд темп-pa достаточно высока для того, чтобы У.-а. ц. был эффективнее водородного цикла. Реакции У.-а. ц. образуют 4 переплетающихся цикла (I-IV), направления обхода к-рых на рис. указаны изогнутыми стрелками. В сокращённой записи эти циклы выглядят следующим образом:

Скорость превращения водорода в гелий и пропорциональная ей мощность выделения энергии определяются в осн. циклом I: ядро ¹²C захватывает протон (р) и после испускания g-фотона переходит в неустойчивое ядро ¹³N, распадающееся с испусканием позитрона (е ⁺) и нейтрино (v) и образованием ядра ¹³C; затем после двух последоват. радиационных захватов протонов и распада неустойчивого ядра О образуется ядро ¹⁵N. Это ядро примечательно тем, что для него реакция (р,a ) (захват протона с выбросом a-частицы) протекает с выделением энергии, т. е. является беспороговой и поэтому эффективной при характерных для звёздного вещества низких энергиях частиц (для аналогичных реакций с участием др. изотопов из цикла I потребовались бы протоны с энергиями неск. МэВ. к-рые отсутствуют в звёздном веществе). Реакция С замыкает цикл I. В итоге 4 протона превращаются в a-частицу - ядро ⁴He. К такому же результату приводят и циклы II-IV.

Взаимодействие протона с ядром ¹⁵N иногда заканчивается образованием ядра ¹⁶O [примерно на 1000 реакций (р, a) приходится 1 радиац. захват протона], что приводит к двум дополнит. циклам, II и III. Эти циклы протекают прибл. в одинаковом темпе, т. к. сравнимы скорости реакций и , от к-рых зависит их относит. частота. Цикл IV оказывается ещё более редким вследствие того, что скорость реакции F по крайней мере на 3 порядка меньше скорости реакции . В установившемся У.-а. ц. на каждую реализацию цикла IV приходится более 1000 циклов II и III и более 10⁶ циклов I. Хотя циклы II-IV играют второстепенную роль в скорости выделения энергии, они определяют концентрации изотопов ¹⁷O и ¹⁸O, к-рые на более поздних стадиях эволюции звезды могут вступать в термоядерные реакции с выделением нейтронов. Эти реакции имеют существенное значение для теории нуклеосинтеза. Цикл IV может быть важен для объяснения происхождения ¹⁹F.

В У.-а. ц. участвуют все стабильные изотопы С, N, О и F, а также неск. нестабильных изотопов этих элементов (на рис. они отмечены штриховкой). Поэтому в совр. астрофиз. литературе У.-а. ц. часто наз. CNO-циклом (изотопы F имеют очень малые концентрации, и их вклад в общее число изотопов У.-а. ц. мал). Через нек-рое время после начала эволюции массивной звезды У.-а. ц. приходит в равновесное состояние, когда концентрации всех указанных на схеме изотопов принимают практически не зависящие от времени значения. При этом полное число всех изотопов С, N, О и F остаётся равным их нач. числу. Каково бы ни было нач. распределение изотопов этих элементов, У.-а. ц. вырабатывает вполне определённые (зависящие от темп-ры в недрах звезды) концентрации изотопов. T. о., изотопы С, N, О и F не являются в строгом смысле катализаторами - их отношения, вообще говоря, изменяются в процессе установления У.-а. ц., не изменяется лишь их полное число [утечкой этих изотопов через реакцию ¹⁹F(p, g)²⁰Ne обычно можно пренебречь].

* Разброс относительных содержаний ¹⁸O и ¹⁹F связан с неопределённостью скорости реакции ¹⁸ О (p, a) ¹⁵N.

В табл. приведены параметры реакций осн. цикла I: - полное энерговыделение в реакции; -характерное время протекания реакций (время, за к-рое концентрация вступающего в реакцию изотопа С, N или О уменьшилась бы в е раз, если этот изотоп не восполнялся бы за счёт др. реакций); -средняя и -максимальная энергии испускаемых нейтрино. В последнем столбце приведены также равновесные относит. содержания изотопов У.-а. ц., рассчитанные с учётом всех 4 циклов I-IV. Значения т и содержаний вычислены для темп-ры 3·10⁷ К, плотн. 10 г/см ³ и концентрации водорода по массе X= 0,5, что соответствует физ. условиям в центре типичной звезды спектрального класса В (массой на гл. последовательности (см. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма). Относит. содержания обозначены символами самих изотопов, заключёнными в квадратные скобки, и определены как отношения числа частиц данного изотопа к полному числу частиц элементов С, N, О, F в единице объёма.

Наиб. медленной в цикле I оказывается реакция поэтому именно она определяет скорость переработки водорода в гелий и интенсивность энерговыделения в У.-а. ц. В последней строке табл. даётся итог У.-а. ц.: каждый из циклов I-IV приводит к объединению 4 протонов в ядро ⁴He, при этом выделяется энергия 26,73 МэВ (такая же, как и в водородном цикле), из к-рой ок. 1,7 МэВ (несколько больше, чем в водородном цикле) уносят нейтрино. Характерное время термоядерного сгорания водорода в центре звезды массой 10 составляет ок. 2 млн. лет, однако время пребывания этой звезды на гл. последовательности примерно в 10 раз больше. Это связано с существованием у звезды конвективного ядра, значительно превышающего по массе ту область вблизи центра звезды, где протекают термоядерные реакции. Конвекция поставляет в центр. область звезды "свежее" горючее, существенно замедляя скорость уменьшения концентрации водорода. В результате звезда не уходит с гл. последовательности до тех пор, пока не исчерпается весь водород в конвективном ядре.

Для ядерной астрофизики наиб. важны такие последствия У.-а. ц., как превращение почти всех (ок. 94%) исходных изотопов С, N, О и F в ¹⁴N, а также образование изотопов ¹³C и ¹⁷O - потенц. источников нейтронов.

Посредством У.-а. ц. водород превращается в гелий не только в недрах массивных звёзд, но и на поверхности звёзд, где могут происходить вспышки термоядерного горения (см. Новые звёзды, Барстеры). В этих случаях У.-а. ц. существенно изменяет свой вид. Связанные со вспышками высокие темп-ры (T10⁸ К) приводят к тому, что участвующие в У.-а. ц. радиоакт. ядра, не успев распасться, вступают во взаимодействие с протонами. В результате сеть реакций У.-а. ц. значительно усложняется и меняется характер превращения изотопов С, N, О и F (напр., концентрация ядер ¹⁴N может быть уже не очень большой). Такой У.-а. ц. наз. горячим. Вследствие быстрого изменения физ. условий в процессе звёздных вспышек равновесные концентрации изотопов, вообще говоря, не успевают устанавливаться. Поэтому при исследованиях звёздных вспышек приходится проводить трудоёмкие расчёты, учитывающие кинетику ядерных превращений в сложной сети реакций горячего У.-а. ц.

Лит.: Родни У. С., Рольфе С., Горение водорода в массивных звездах, в кн.: Ядерная астрофизика, под ред. Ч. Барнса, Д. Клейтона, Д. Шрамма, пер. с англ., M., 1986. Д. К. Надёжин.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.