УГЛЕРОДНО-АЗОТНЫЙ ЦИКЛ

Рассмотрим теперь второй цикл — углеродно-азотный (CN-цикл). Он состоит из следующей цепи реакций:

Начало цепи — захват протона ядром углеродного атома на возбужденный уровень, в результате чего образуется неустойчивый изотоп азота в сопровождении -кванта. Изотоп азота быстро распадается с выбросом позитрона и нейтрино. Последний уносит из звезды 0,72 МэВ, а позитрон аннигилирует с электроном. Продукт распада — радиоактивный изотоп углерода — довольно устойчив и на протяжении нескольких миллионов лет захватывает на возбужденный уровень второй протон, после чего в сопровождении мощного -излучения образуется устойчивый изотоп азота . Последний захватывает третий протон, в результате чего образуется изотоп кислорода 150 и мощный -квант. Этот изотоп очень неустойчив и быстро распадается на ядро изотопа азота, позитрон и нейтрино. Второе нейтрино в свою очередь уносит из звезды 0,98 МэВ, а позитрон опять аннигилирует вместе с электроном. Изотоп захватывает четвертый протон. При этом может образоваться нормальное ядро кислорода , но несравненно более вероятным оказывается распад на ядро углерода и ядро гелия . Итогом всей цепи является, таким образом, ядро гелия как результат слияния четырех протонов при участии ядра углерода, которое восстанавливается в конце цепи. Роль углерода в реакции соответствует роли катализатора в химических процессах.

Полный выход энергии в результате углеродно-азотного цикла составляет 25,03 МэВ или , что несколько меньше, чем в цикле , так как в цикле CN два нейтрино уносят из звезды больше энергии.

Мощность генерации энергии в углеродно-азотном цикле известна некоторой неуверенностью, ввиду того, что не все энергетические уровни ядра изучены, и потому скорость реакции г) может оказаться значительно большей, чем указано выше, а тогда самым медленным этапом цикла будет не г), но а), изученный достаточно хорошо. Естественно, что темпы генерации энергии будут в этом случае гораздо выше. Разумеется, темпы зависят и от относительного содержания как водорода, так и углерода и азота. Вот приближенная формула, где обозначает долю атомов С и N в 1 г звездного вещества:

Мы здесь встречаемся с очень сильной зависимостью от температуры, хотя, впрочем, и в этом случае показатель степени при Т быстро уменьшается с повышением температуры (например, до 15 при ). При разумном предположении имеем при млн Кельвинов . Это меньше, чем в цикле , но если справедливо высказанное выше предположение о том, что этап а) является самым медленным, то возрастает больше, чем на порядок, а показатель степени у Т снижается до 18,6. Лишь в этом случае цикл CN не уступает в продуктивности циклу в самом центре такой звезды как Солнце, но у Солнца протон-протонный цикл все равно остается преобладающим, так как мощность цикла CN очень быстро падает с удалением от центра звезды в связи с падением температуры.

Большое различие скорости реакций а) и г) ведет к любопытным последствиям. Пусть в некоторой звезде начинается углеродно-азотный цикл. Первоначальное отношение числа атомов , как в земной коре. За первые десятки миллионов лет пройдет много реакций а) не говоря о б) и в), но реакции г) будут еще очень немногочисленны. Это значит, что углеродные ядра почти все преобразуются в азотные N, а азотные не успеют даже в малой степени возместить убыль через реакции г), д) и е). Очевидно, первоначальный хими. ческий состав звезды в части будет сильно изменен, и потре. буется примерно лет, пока не установится такое равновесное соотношение между числами ядер разных изотопов углерода и азота.

    (17.14)

при котором количество ядер, расходуемых в реакции, равно количеству их, появляющихся вновь. У холодных углеродных звезд найдено отношение изотопов углерода , очень сходное с равновесным (4,6), но совершенно не совпадающее с земным (90).

В этом факте можно усмотреть довольно убедительное доказательство существования углеродно-азотного цикла в звездах.