Ciclo del 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]

Questo ciclo partendo da quattro protoni produce una particella alfa (cioè un nucleo di elio) pesante, due positroni, due neutrini e un ulteriore rilascio di energia di tipo puramente luminoso sotto forma di raggi gamma. I positroni prodotti, si annichileranno quasi istantaneamente con gli elettroni, rilasciando energia sotto forma di ulteriori 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:

${\displaystyle ^{12}\mathrm {C+^{1}H\to ^{13}N} +\gamma +1,95\,\mathrm {MeV} }$

${\displaystyle ^{13}\mathrm {N\to ^{13}C} +e^{+}+\nu _{e}+1,37\,\mathrm {MeV} }$

${\displaystyle ^{13}\mathrm {C+^{1}H\to ^{14}N} +\gamma +7,54\,\mathrm {MeV} }$

${\displaystyle ^{14}\mathrm {N+^{1}H\to ^{15}O} +\gamma +7,35\,\mathrm {MeV} }$

${\displaystyle ^{15}\mathrm {O\to ^{15}N} +e^{+}+\nu _{e}+1,86\,\mathrm {MeV} }$

${\displaystyle ^{15}\mathrm {N+^{1}H\to ^{12}C+^{4}He} +4,96\,\mathrm {MeV} }$

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.

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:

${\displaystyle ^{15}\mathrm {N+^{1}H\to ^{16}O} +\gamma }$

${\displaystyle ^{16}\mathrm {O+^{1}H\to ^{17}F} +\gamma }$

${\displaystyle ^{17}\mathrm {F\to ^{17}O} +e^{+}+\nu _{e}}$

${\displaystyle ^{17}\mathrm {O+^{1}H\to ^{14}N+^{4}He} }$

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

• Catena protone-protone
• Processo tre alfa
• Fusione nucleare
• Evoluzione stellare

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• Vittorio Castellani, Il biciclo CN-NO, in Fondamenti di Astrofisica Stellare. URL consultato il 20 maggio 2021 (archiviato dall'url originale il 14 aprile 2013).

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