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O Ciclo CNO-I.

O ciclo CNO (carbono-nitrogênio-oxigênio) é uma das reações de fusão pelas quais as estrelas convertem hidrogênio em hélio, sendo a outra a cadeia próton-próton. Ainda que a cadeia próton-próton seja mais importante nas estrelas da massa do Sol ou menor, os modelos teóricos mostram que o ciclo CNO é a fonte de energia dominante nas estrelas mais massivas. O processo CNO foi proposto em por Carl von Weizsäcker[1] e Hans Bethe[2] independentemente em 1938 e 1939, respectivamente.

No ciclo CNO, quatro prótons fundem-se usando isótopos de carbono, nitrogênio e oxigênio que atuarão como catalisadores para produzir uma partícula alfa, dois pósitrons e dois neutrinos. Os pósitrons irão sempre instantaneamente aniquilar-se com elétrons, liberando energia na forma de radiação gama. Os neutrinos escapam da estrela levando alguma energia. Os isótopos de carbono, nitrogênio, e oxigênio são para todos os efeitos um núcleo que irá passar por um número de transformações em um ciclo sem fim, reciclando-se.

CNO-IEditar

As reações principais do ciclo CNO são:[3]

12C + ¹H 13N + γ +1,95 MeV
13N 13C + e+ + νe +1,37 MeV
13C + ¹H 14N + γ +7,54 MeV
14N + ¹H 15O + γ +7,35 MeV
15O 15N + e+ + νe +1,86 MeV
15N + ¹H 12C + 4He +4,96 MeV

O núcleo de carbono-12 usado na primeira reação é regenerado na última.

CNO-IIEditar

Há uma versão menos frequente da reação, que ocorre só em 0,04% das vezes, na qual a reação final acima não produz 12C e 4He, mas 16O e um fóton, e continua assim:

15N + ¹H 16O + γ +12.13 MeV
16O + ¹H 17F + γ +0.60 MeV
17F 17O + e+ + νe +2.76 MeV
17O + ¹H 14N + 4He +1.19 MeV
14N + ¹H 15O + γ +7.35 MeV
15O 15N + e+ + νe +2,75 MeV

Como o carbono, nitrogênio e oxigênio envolvidos nas reações principais, o flúor produzido na etapa menor é meramente catalítico e em estado estável, não se acumulando na estrela.

Ciclo OFEditar

Esta etapa subdominante é significativa somente para estrelas pesadas. As reações são iniciadas quando uma das reações no subciclo CNO-II resulta em flúor-18 e raios gama no lugar de nitrogênio-14 e partículas alfa:

15N + ¹H 16O + γ
16O + ¹H 17F + γ
17F 17O + e+ + νe
17O + ¹H 14N + 4He

Note-se que todos os ciclos CNO têm o mesmo resultado líquido:

4 p → 4He + 2 e+ + 2 νe + γ + 26.8 MeV

Em astronomiaEditar

Ainda que o número total de núcleos "catalíticos" do CNO se conserve durante o ciclo, durante a evolução estelar se alteram as proporções relativas dos núcleos. Quando o ciclo chega ao equilíbrio, a proporção de núcleos de 12C/13C chega a 3,5, e o 14N se converte no núcleo mais numeroso, sem importar a composição inicial. Durante a evolução de uma estrela, episódios de mistura convectiva levam material sobre o que tenha operado o ciclo CNO desde o interior da estrela até a superfície, alterando a composição observada da estrela. Observa-se que as gigantes vermelhas têm proporções menores de 12C/13C e 12C/14N que as estrelas da sequência principal, algo que se considera como uma prova da geração de energia nuclear nas estrelas por fusão do hidrogênio.

A presença de elementos mais pesados que carbono, nitrogênio e oxigênio coloca um limite superior no tamanho máximo de estrelas massivas em aproximadamente 150 massas solares. Pensa-se que o universo inicial, "pobre em metais" poderia ter tido estrelas de até 250 massas solares sem interferência do ciclo de CNO.[4]

Ver tambémEditar

Referências

  1. C. F. von Weizsäcker. Physik. Zeitschr. 39 (1938) 633.
  2. H. A. Bethe. Physical Review 55 (1939) 436.
  3. "Introductory Nuclear Physics", Kenneth S. Krane, John Wiley & Sons, New York, 1988, p.537
  4. The First Stars in the Universe and Cosmic Reionization; RICHARD B. LARSON , VOLKER BROMM; SCIENTIFIC AMERICAN; December 2001 www.astro.yale.edu

Ligações externasEditar