Il ciclo del carbonio-azoto-ossigeno, detto anche ciclo CNO (acronimo di Carbon-Nitrogen-Oxygen) o ciclo di Bethe fu scoperto nel 1938 dal fisico e astronomo tedesco Hans Bethe e, indipendentemente, dal fisico, astrofisico e filosofo tedesco Carl Friedrich von Weizsäcker.
Il ciclo del carbonio-azoto-ossigeno è un processo mediante il quale le stelle di sequenza principale come, ad esempio, il Sole, la Beta Pictoris e la Eta Arietis, convertono l’idrogeno elementare in elio attraverso una serie di reazioni di fusione nucleare in cui i nuclei atomici si combinano per formare uno o più nuclei atomici diversi e particelle subatomiche come i neutroni.
fusione nucleare
Contrariamente alla catena protone-protone in cui due nuclei di idrogeno formano deuterio che a sua volta interagisce con un altro atomo di idrogeno producendo 3He che reagendo con un altro 3He forma 4He e due protoni, il ciclo carbonio-azoto-ossigeno prevede la presenza di elementi pesanti come il carbonio, l’azoto e l’ossigeno che agiscono da catalizzatori, ovvero vengono consumati e prodotti all’interno del ciclo.
La comprensione del ciclo carbonio-azoto-ossigeno è fondamentale per svelare i misteri dell’evoluzione stellare. Le stelle di massa elevata, che subiscono il ciclo del carbonio-azoto-ossigeno, hanno infatti una evoluzione diversa rispetto alle loro controparti di massa inferiore. L’energia rilasciata dal ciclo CNO influenza il destino della stella, portando a fenomeni come le supernovae e all’eventuale formazione di elementi oltre l’elio.
Reazioni nel ciclo del carbonio-azoto-ossigeno
Il ciclo del carbonio-azoto-ossigeno inizia con la cattura di un nucleo di idrogeno 1H da parte di un nucleo di carbonio 12 per formare un nucleo di azoto 13. Durante questo processo viene emesso un raggio gamma e un’energia di 1.95 MeV:
12C + 1H → 13N + γ + 1.95 MeV
Tale reazione è un processo (p,γ) che consiste nella cattura protonica, ovvero l’interazione tra un protone e un nucleo di numero atomico Z e numero di massa A. Da tale interazione è generato un nuovo elemento di numero atomico Z + 1, numero di massa A + 1 ed è liberata energia.
reazioni
Nella seconda fase, il nucleo dell’azoto-13 è instabile, quindi si decompone ed emette un elettrone positivo ovvero un positrone, e+ , un neutrino elettronico νe e si trasforma in carbonio 13. In questa fase viene emessa un’energia di 1.20 MeV:
13N → 13C + e+ + νe + 1.20 MeV
Nella terza fase, il nucleo di 13C cattura quindi un altro protone e diventa azoto-14 ed emette un altro raggio gamma. In questa fase viene emessa un’energia di 7.54 MeV:
13C + 1H → 14N + γ + 7.54 MeV
Nella quarta fase, l’azoto 14 ottenuto nella terza reazione cattura un protone per formare ossigeno emettendo raggi gamma ed energia di 7.35 MeV:
14N + 1H → 15O + γ + 7.35 MeV
Nella quinta fase, l’ossigeno 15 si trasforma in azoto 15 tramite decadimento β+ in il nucleo si trasforma in un suo isobaro con contestuale emissione di un positrone e+ di un neutrino elettronico νe:
15O → 15N + e+ + νe
Eta Arietis
Nella fase finale, l’azoto 15 cattura un protone trasformandosi in un nucleo di elio (particella α); dalla reazione si ottiene anche carbonio 12 che costituisce la specie che partecipa alla prima reazione e pertanto il ciclo può aver nuovamente luogo. Durante questo processo è emessa un’energia di 4.96 MeV
15N + 1H → 4He + 12C + 4.96 MeV
Quindi il nucleo di carbonio 12 utilizzato nella reazione iniziale è rigenerato in quella finale e quindi funge da catalizzatore per l’intero ciclo e l’energia totale rilasciata in un ciclo del carbonio-azoto-ossigeno è di 26.7 MeV. Questa catena di reazioni costituisce il tipico esempio di una serie di catture protoniche e decadimenti spontanei che inizia ad attivarsi ad una temperatura di circa 1.5 · 107 K.
Cinetica
Si riportano in tabella i tempi di ciascuna reazione del ciclo del carbonio-azoto-ossigeno
| Reazione | Tempo |
| 12C + 1H → 13N + γ | 1.3 · 107 anni |
| 13N → 13C + e+ + νe | 420 secondi |
| 13C + 1H → 14N + γ | 2.7 · 106 anni |
| 14N + 1H → 15O + γ | 3.2 · 108 anni |
| 15O → 15N + e+ + νe | 82 secondi |
| 15N + 1H → 4He + 12C | 1.1 105 anni |
Le reazioni più brevi sono quelle di decadimento, mentre la reazione più lenta all’interno del ciclo è quella dell’azoto 14 che e reagisce quindi molto lentamente con l’idrogeno. Pertanto le reazioni del ciclo del carbonio-azoto-ossigeno avvengono in tempi particolarmente diversi tra loro permettono di dividere il ciclo in un ramo veloce e un ramo che lento.
Dal momento chela reazione tra azoto 14 e protone richiede molto tempo si ha come conseguenza diretta l’accumulo dello stesso azoto ed è quindi modificata l’abbondanza degli elementi chimici. Infatti con l’alterazione delle abbondanze relative di carbonio, azoto e ossigeno ad un accumulo di azoto 14 corrisponde una diminuzione di carbonio e ossigeno.
Stelle e energia
Le stelle della sequenza principale producono energia utilizzando la catena protone-protone e il ciclo del carbonio-azoto-ossigeno. Tuttavia, la proporzione dell’energia totale prodotta da ciascun processo di fusione nucleare dipende dalla temperatura interna di una stella della sequenza principale. Questo perché i nuclei coinvolti nel ciclo del carbonio-azoto-ossigeno sperimentano una maggiore repulsione elettrostatica a causa della loro maggiore carica.
È infatti necessaria una temperatura interna più elevata affinché questi nuclei abbiano una energia cinetica sufficiente per superare la repulsione e scontrarsi dando luogo alla fusione nucleare. Il ciclo del carbonio-azoto-ossigeno richiede una temperatura di 15 MK per iniziare e diventa la fonte principale di nuclei di elio solo quando la temperatura raggiunge valori di 17-18 MK.
Ad esempio, il nucleo del Sole ha una temperatura di circa 15.7 MK e solo l’1.7% dei nuclei di elio è derivante dal ciclo CNO. Pertanto la maggior parte dell’energia prodotta dal Sole è dovuta alla catena protone-protone. Una stella rimane una stella di sequenza principale finché sono disponibili nuclei di idrogeno da “bruciare” per formare elio.
In una stella, l’energia derivante dalle reazioni di fusione nel nucleo spinge verso l’esterno per bilanciare la forza di gravità verso l’interno. Questa energia si muove verso l’esterno attraverso gli strati della stella finché non raggiunge la superficie esterna della stella. Lo strato esterno della stella brilla intensamente, inviando l’energia nello spazio sotto forma di radiazione elettromagnetica, inclusa luce visibile, calore, luce ultravioletta e onde radio.
