Κύκλος CNO

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Μετάβαση στην πλοήγηση Πήδηση στην αναζήτηση
Λογάριθμος της παραγόμενης ισχύος ανά μονάδα μάζας (ε) των διεργασιών σύντηξης πρωτονίου-πρωτονίου (pp), CNO και τριπλής-α σύντηξης σε διαφορετικές θερμοκρασίες (T). Η διακεκομμένη γραμμή δείχνει τη συνδυασμένη παραγωγή ενέργειας των διεργασιών pp και CNO μέσα σε ένα αστέρι.

Ο κύκλος CNO ( άνθρακα - αζώτου - οξυγόνου · μερικές φορές ονομάζεται κύκλος Bethe - Weizsäcker από τους Μπετε και Βάιτσεκερ ) είναι ένας από τα δύο γνωστούς δρόμους αντιδράσεων σύντηξης με τα οποία τα αστέρια μετατρέπουν το υδρογόνο σε ήλιο, το άλλο είναι η αλυσιδωτή αντίδραση πρωτονίων - πρωτονίων ( κύκλος pp), ο οποίος είναι πιο αποτελεσματικός στη θερμοκρασία που υπάρχει στο κέντρο του Ήλιου . Ο κύκλος CNO πιστεύουμε ότι κυριαρχεί σε αστέρια που υπερβαίνουν κατά 1,3 φορές τη μάζα του Ήλιος . [1]

Σε αντίθεση με την αντίδραση πρωτονίου-πρωτονίου, η οποία καταναλώνει όλα τα συστατικά της, ο κύκλος CNO είναι καταλυτικός κύκλος . Στον κύκλο CNO, τέσσερα πρωτόνια συντήκονται, χρησιμοποιώντας ως καταλύτες ισότομα του άνθρακα, αζώτου και οξυγόνου, καθένας από τους οποίους καταναλώνεται σε ένα βήμα του κύκλου CNO, αλλά επαναδημιουργείται σε μεταγενέστερο στάδιο. Το τελικό προϊόν είναι ένα σωματίδιο άλφα (δηλαδή ένας σταθερός πυρήνας ηλίου ), δύο ποζιτρόνια και δύο νετρίνα ηλεκτρονίων .

Υπάρχουν διάφοροι εναλλακτικοί δρόμοι και καταλύτες που εμπλέκονται στους κύκλους CNO, όλοι αυτοί οι κύκλοι έχουν το ίδιο καθαρό αποτέλεσμα:

4 11H + 2 e-
  →  42He + 2 e+ + 2 e- + 2 ve + 3γ + 24.7MeV
→  42He + 2 ve + 7γ + 26.7MeV

Τα ποζιτρόνια εξαϋλώνονται σχεδόν αμέσως μια που αντιδρούν με ηλεκτρόνια, απελευθερώνοντας ενέργεια με τη μορφή ακτίνων γάμμα . Τα νετρίνα διαφεύγουν από το αστέρι μεταφέροντας μαζί τους μέρος από την ενέργεια. [2] Ένας πυρήνας μετατρέπεται σε ισότοπα άνθρακα, αζώτου και οξυγόνου μέσω ενός αριθμού μετασχηματισμών σε έναν συνεχιζόμενο βρόχο.

Παρουσίαση του κύκλου CNO-I

Η αλυσίδα πρωτονίου-πρωτονίου είναι πιο σημαντική στα αστέρια με μάζα ίση ή μικρότερη του Ήλιου. Αυτή η διαφορά οφείλεται σε διαφορές εξάρτησης από τη θερμοκρασία μεταξύ των δύο αντιδράσεων. Η αντίδραση αλυσίδας pp εξαρτάται από τη θερμοκρασία εις την τέταρτη δύναμη (εpp~T4) και ξεκινά σε θερμοκρασίες περίπου 4x106 K [3] (4 megakelvin), καθιστώντας την κυρίαρχη πηγή ενέργειας σε αστέρια μικρότερης μάζας. Μια αυτοσυντηρούμενη αλυσίδα CNO ξεκινά από θερμοκρασία περίπου 15x106 K, αλλά η ενεργειακή της παραγωγή αυξάνεται πολύ πιο γρήγορα με αυξανόμενες θερμοκρασίες (εCNO~T19.9)[1] έτσι ώστε να γίνει η κυρίαρχη πηγή ενέργειας περίπου 17x106 K . [4]

Ο ήλιος έχει θερμοκρασία στο κέντρο του περίπου 15.7x106 K, και μόνο 1.7% από τους πυρήνες ηλίου-4 (42Ηe) που παράγονται στον Ήλιο δημιουργούνται από τον κύκλο CNO.

Η διαδικασία CNO-I προτάθηκε ανεξάρτητα από τον Carl von Weizsäcker [5] [6] και Hans Bethe [7] [8] στα τέλη της δεκαετίας του 1930.

Οι πρώτες αναφορές για την πειραματική ανίχνευση των νετρίνων που παράγονται από τον κύκλο CNO στον Ήλιο δημοσιεύθηκαν το 2020. Αυτή ήταν επίσης η πρώτη πειραματική επιβεβαίωση ότι ο Ήλιος είχε κύκλο CNO, ότι το προτεινόμενο μέγεθος του κύκλου ήταν ακριβές και ότι οι υπολογισμοί των von Weizsäcker και Bethe ήταν σωστοί. [9] [10]

Κύκλος άνθρακα-αζώτου-οξυγόνου-1

Κρύοι κύκλοι CNO[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Υπό τις τυπικές συνθήκες που υπάρχουν στα αστέρια, η καταλυτική "καύση" υδρογόνου με τους κύκλους CNO περιορίζεται από τη δέσμευση πρωτονίων. Πιο συγκεκριμένα, η χρονική κλίμακα για τη διάσπαση βήτα των ραδιενεργών πυρήνων που παράγονται είναι ταχύτερη από τη χρονική διάρκεια της σύντηξης. Λόγω των μεγάλων χρονικών κλιμάκων, οι κρύοι κύκλοι CNO μετατρέπουν το υδρογόνο σε ήλιο αργά, επιτρέποντάς τους να τροφοδοτούν με ενέργεια τα αστέρια σε κατάσταση ισορροπίας για πολλά χρόνια.

CNO-I[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ο πρώτος καταλυτικός κύκλος που προτάθηκε για τη μετατροπή του υδρογόνου σε ήλιο ονομαζόταν αρχικά κύκλος άνθρακα-αζώτου (κύκλος CN), που επίσης αναφέρεται ως κύκλος Bethe-Weizsäcker προς τιμήν του ανεξάρτητου έργου του Καρλ Φρίντριχ φον Βάιτσεκερ το 1937-38 [5] [6] και του Χανς Μπέτε . Οι δημοσιεύσεις του Μπέτε το 1939 για τον κύκλο CN [7] [8] βασίστηκαν σε τρεις προηγούμενες εργασίες που είχαν γραφεί σε συνεργασία με τους Robert Bacher και Milton Stanley Livingston [11] [12] [13] και οι οποίες έγιναν ανεπίσημα γνωστές ως η "Βίβλος του Μπέτε" . Θεωρήθηκαν έργο ορόσημο στην πυρηνική φυσική για πολλά χρόνια και ήταν ένας σημαντικός λόγος για την απονομή του βραβείου Νόμπελ Φυσικής στον Μπέτε το 1967. [14] Οι αρχικοί υπολογισμοί του Μπέτε έδειξαν ότι ο κύκλος CN ήταν η κύρια πηγή ενέργειας του Ήλιου. Αυτό το συμπέρασμα προέκυψε από κάτι που σήμερα γνωρίζουμε ως λανθασμένη υπόθέση: ότι η αφθονία του αζώτου στον ήλιο είναι περίπου 10%, όταν στην πραγματικότητα είναι λιγότερο από το 0.5%. Ο κύκλος CN, που ονομάζεται έτσι καθώς δεν περιέχει σταθερό ισότοπο οξυγόνου περιλαμβάνει τον ακόλουθο κύκλο μετασχηματισμών: [15]

126C → 137N → 136C →  147N →  158O → 157N → 126C

Αυτός ο κύκλος θεωρείται πλέον ως το πρώτο μέρος μιας μεγαλύτερης διαδικασίας, του κύκλου CNO, και οι κύριες αντιδράσεις σε αυτό το μέρος του κύκλου (CNO-I) είναι: [15]

126C 11Η →  137N + γ 1.95 MeV
137N   →  136C + e+ + νe 1.20 MeV (χρόνος ημιζωής 9.965 λεπτά)
136C 11Η →  147N + γ 7.54 MeV
147N + 11Η →  158Ο + γ + 7.35 MeV
158Ο →  157Ν + e+ + νe + 1.73 MeV (χρόνος ημιζωής 2.034 λεπτά)
157Ν + 11Η →  126C + 42He + 4.96 MeV

όπου ο πυρήνας άνθρακα-12 που χρησιμοποιήθηκε στην πρώτη αντίδραση αναγεννάται στην τελευταία αντίδραση. Μετά τα δύο ποζιτρόνια που εκπέμπονται εξαϋλώνονται με δύο ηλεκτρόνια του περιβάλλοντος (η ύλη στο κέντρο του Ήλιου είναι πλήρως ιονισμένη) παράγοντας επιπλέον 2,04 MeV, και η συνολική ενέργεια που απελευθερώνεται σε έναν κύκλο είναι 26,73 MeV. Σε ορισμένα κείμενα, οι συγγραφείς συμπεριλαμβάνουν λανθασμένα την ενέργεια εξαΰλωσης των ποζιτρονίων με την τιμή Q της διάσπασης-β και στη συνέχεια παραμελούν την ίση ποσότητα ενέργειας που απελευθερώνεται από την εξαΰλωση, οδηγώντας σε πιθανή σύγχυση. Όλες οι τιμές υπολογίζονται με αναφορά στην τιμή της ατομικής μάζας του 2003. [16]

Η περιοριστική (πιο αργή) αντίδραση στον κύκλο CNO-I είναι η δέσμευση πρωτονίων στο άζωτο-14 (147Ν). Το 2006 αυτή μετρήθηκε πειραματικά σε αστρικές ενέργειες, διορθώνοντας την εκτιμώμενη ηλικία των σφαιρικών σμηνών κατά περίπου 1 δισεκατομμύριο χρόνια. [17]

Τα νετρίνα που εκπέμπονται στη διάσπαση βήτα έχουν ένα ευρύ φάσμα ενεργειών, επειδή παρόλο που η ορμή διατηρείται, η ορμή μπορεί να μοιραστεί με οποιονδήποτε τρόπο μεταξύ του ποζιτρονίου και του νετρίνου, όπου το ένα είτε εκπέμπεται σε ηρεμία με το άλλο να λαμβάνει όλη την ενέργεια, ή το αντίστροφο ή οποιαδήποτε ενδιάμεση επιλογή, αρκεί να χρησιμοποιείται όλη η ενέργεια από την τιμή Q. Η συνολική ορμή που λαμβάνει το ηλεκτρόνιο και το νετρίνο δεν είναι αρκετά μεγάλη για να προκαλέσει μια σημαντική ανάκρουση του πολύ βαρύτερου άλλου πυρήνα που δημιουργείται στην αντίδραση [α] και ως εκ τούτου, τη συμβολή του στην κινητική ενέργεια των προϊόντων, για την ακρίβεια των τιμών που δίνονται εδώ, μπορεί να παραμεληθεί. Έτσι, το νετρίνο που εκπέμπεται κατά τη διάσπαση του αζώτου-13 μπορεί να έχει ενέργεια από μηδέν έως 1.20 MeV και το νετρίνο που εκπέμπεται κατά τη διάσπαση του οξυγόνου-15 μπορεί να έχει ενέργεια από μηδέν έως 1.73 MeV. Κατά μέσο όρο, περίπου 1.7 MeV της συνολικής ενεργειακής παραγωγής αφαιρείται από νετρίνα για κάθε βρόχο του κύκλου, αφήνοντας περίπου 25 MeV διαθέσιμα για παραγωγή φωτεινότητας . [18]

CNO-II[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Σε ένα μικρό κλάδο της παραπάνω αντίδρασης, που συμβαίνει στο κέντρο του Ήλιου για περίπου 0,04% του χρόνου, η τελική αντίδραση η οποία περιλαμβάνει άζωτο-15 (157Ν) και φαίνεται παραπάνω δεν παράγει άνθρακα-12 και ένα σωματίδιο άλφα, αλλά αντ 'αυτού παράγει οξυγόνο-16 και ένα φωτόνιο και συνεχίζει

157N → 168Ο →  179F →  178O → 147N → 158O → 157N

Με μεγαλύτερη λεπτομέρεια:

157N 11Η →  168Ο + γ 12.13 MeV
168Ο + 11Η →  179F + γ 0.60 MeV
179F →  178O + e+ + νe 2.76 MeV (χρόνος ημιζωής 64,49 sec)
178O + 11Η →  147N + 42He + 1.19 MeV
147N + 11Η →  158O + γ + 7.35 MeV
158O →  157N + e+ + νe + 2.75 MeV (χρόνος ημιζωής 122.24 sec)


Όπως ο άνθρακας, το άζωτο και το οξυγόνο που εμπλέκονται στον κύριο κλάδο, το φθόριο που παράγεται στον δευτερεύοντα κλάδο είναι απλώς ένα ενδιάμεσο προϊόν. Σε σταθερή κατάσταση, δεν συσσωρεύεται στο αστέρι μια που διασπάται στον κύκλο σε 64.49 sec.

CNO-III[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Αυτός ο ασθενής κλάδος είναι σημαντικός μόνο για αστέρια πολύ μεγάλης μάζας. Οι αντιδράσεις ξεκινούν όταν μία από τις αντιδράσεις στο CNO-II έχει ως αποτέλεσμα να δημιουργηθεί φθόριο-18 και ακτίνες-γ αντί για άζωτο-14 και σωματίδιο άλφα και συνεχίζεται

178 Ο →  189 F →  188 O → 157 N → 168 O → 179 F →  178 O

και πιο λεπτομερώς:

178Ο 11Η →  189F + γ 5.61 MeV
189F →  188O + e+ + νe 1.656 MeV (χρόνος ημιζωής 109,771 λεπτά)
188O + 11Η →  157N + 42He 3.98 MeV
157N + 11Η →  168O + γ + 12.13 MeV
168O + 11Η →  179F + γ + 0.60 MeV
179F →  178Ο + e+ + νe + 2.76 MeV (χρόνος ημιζωής 64.49 sec)

CNO-IV[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Ένα πρωτόνιο αντιδρά με έναν πυρήνα προκαλώντας απελευθέρωση ενός σωματιδίου άλφα .

Όπως και στον κλάδο CNO-III, αυτός ο κλάδος είναι επίσης σημαντικός μόνο στα αστέρια μεγάλης μάζας. Οι αντιδράσεις ξεκινούν όταν μία από τις αντιδράσεις στο CNO-III έχει ως αποτέλεσμα φθόριο-19 και ακτίνες-γ αντί για άζωτο-15 και σωματίδιο άλφα και συνεχίζεται:

188Ο →  199F →  168O → 179F → 178O → 189F →  188O

Λεπτομερώς:


188Ο 11Η →  199F + γ 7.994 MeV
199F + 11Η →  168O + 42He 8.114MeV
168O + 11Η →  179F + γ 0.60 MeV
179F →  178O + e+ + νe + 2.76 MeV (χρόνος ημιζωής 64.49 sec)
178O + 11Η →  189F + γ + 5.61 MeV
189F →  188O + e+ + νe + 1.656 MeV (χρόνος ημιζωής 109.771 λεπτά)


Σε ορισμένες περιπτώσεις το φθόριο-18 (189F) μπορεί να συνδυαστεί με έναν πυρήνα ηλίου για να ξεκινήσει ένας κύκλος νατρίου-νέον. [19]

Ζεστοί κύκλοι CNO[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Υπό συνθήκες υψηλότερης θερμοκρασίας και πίεσης, όπως εκείνες που παρατηρούνται σε εκρήξεις καινοφανών και εκλάμψεις ακτίνων Χ, ο ρυθμός σύλληψης πρωτονίων υπερβαίνει τον ρυθμό της διάσπασης β, ωθώντας τις πυρηνικές αντιδράσεις προς τη ζώνη ευστάθειας του αριθμού πρωτονίων-νετρονίων σε έναν πυρήνα. Η βασική ιδέα είναι ότι ένα ραδιενεργό στοιχείο θα συλλάβει ένα πρωτόνιο προτού μπορέσει να αποσυντεθεί με διάσπαση βήτα, ανοίγοντας νέες οδούς πυρηνικής καύσης που διαφορετικά δεν είναι προσβάσιμοι. Λόγω των υψηλότερων θερμοκρασιών, αυτοί οι καταλυτικοί κύκλοι αναφέρονται συνήθως ως ζεστοί κύκλοι CNO. Επειδή οι χρονικές κλίμακες περιορίζονται από διασπάσεις βήτα αντί από τη σύλληψη πρωτονίων, ονομάζονται επίσης κύκλοι CNO περιορισμένοι από διάσπαση-β. 

HCNO-I[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η διαφορά μεταξύ του κύκλου CNO-I και του κύκλου HCNO-I είναι ότι το άζωτο-13 (137Ν) συλλαμβάνει ένα πρωτόνιο αντί να αποσυντίθεται, οδηγώντας στη συνολική ακολουθία

126 C → 137 N → 148 Ο →  147 N →  158 O → 157 N → 126 C

Λεπτομερώς:

126C 11Η →  137N + γ 1.95 MeV
137N  + 11Η →  148Ο + γ 4.63 MeV
148Ο →  147N + e+ + νe 5.14 MeV (χρόνος ημιζωής 70.641 sec)
147N + 11Η →  158Ο + γ + 7.35 MeV
158Ο →  157Ν + e+ + νe + 2.75 MeV (χρόνος ημιζωής 122.24 sec)
157Ν + 11Η →  126C + 42He + 4.96 MeV


HCNO-II[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Η αξιοσημείωτη διαφορά μεταξύ του κύκλου CNO-II και του κύκλου HCNO-II είναι ότι το (179F)

συλλαμβάνει ένα πρωτόνιο αντί να αποσυντίθεται και το νέον που παράγεται δημιουργεί σε μια επακόλουθη αντίδραση φθόριο-18 (189F), οδηγώντας στη συνολική ακολουθία

157N → 168Ο →  179F →  1810Ne → 189F → 158O → 157N

και πιο λεπτομερώς:

157N 11Η →  168Ο + γ 12.13 MeV
168Ο + 11Η →  179F + γ 0.60 MeV
179F + 11Η →  1810Ne + γ 3.92 MeV
1810Ne →  189F + e+ + νe + 4.44 MeV (χρόνος ημιζωής 1.672 sec)
189F + 11Η →  158O + 42He + 2.88 MeV
158O →  157N + e+ + νe + 2.75 MeV (χρόνος ημιζωής 122.24 sec)

HCNO-III[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Μια εναλλακτική λύση στον κύκλο HCNO-II είναι αυτή όπου φθόριο-18 (189F) συλλαμβάνει ένα πρωτόνιο αυξάνοντας τη μάζα του και χρησιμοποιεί τον ίδιο μηχανισμό παραγωγής ηλίου με τον κύκλο CNO-IV όπως

 189F →  1910Ne → 199F → 168O → 179F →1810Ne →189F

και αναλυτικά:

189F 11Η →  1910Ne + γ 6.41 MeV
1910Ne →  199F + e+ + νe 3.32 MeV (χρόνος ημιζωής 17.22 sec)
199F + 11Η →  168O + 42He 8.11 MeV
168O + 11Η →  179F + e+ + + 0.60 MeV
179F + 11Η →  1810Ne + γ + 3.92 MeV
1810Ne →  189F + e+ + νe + 4.44 MeV (χρόνος ημιζωής 1.672 sec)

Εφαρμογές στην αστρονομία[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Παρά το ότι ο συνολικός αριθμός των "καταλυτικών" πυρήνων διατηρείται στον κύκλο, στην αστρική εξέλιξη οι σχετικές αναλογίες των πυρήνων (και κατά συνέπεια η χημική σύσταση) μεταβάλλονται. Όταν ο κύκλος εκτελείται σε ισορροπία, η αναλογία των πυρήνων άνθρακα-12 / άνθρακα-13 οδηγείται στο λόγο 3,5 και το άζωτο-14 γίνεται ο πιο πολυάριθμος πυρήνας, ανεξάρτητα από την αρχική σύνθεση. Κατά τη διάρκεια της εξέλιξης ενός αστεριού, τα επεισόδια ανάμιξης στο εσωτερικό του άστρου μετακινούν υλικό, μέσα στο οποίο έχει λάβει χώρα ο κύκλος CNO, από το εσωτερικό του αστεριού προς στην επιφάνεια, αλλάζοντας την παρατηρούμενη χημική σύνθεση του αστεριού. Οι ερυθροί γίγαντες παρατηρείται ότι έχουν χαμηλότερες αναλογίες άνθρακα-12 / άνθρακα-13 και άνθρακα-12 / άζωτο-14 από ότι τα αστέρια της Κύριας Ακολουθίας, γεγονός τα οποίο θεωρείται ως αποδεικτικό στοιχείο για την ύπαρξη του κύκλου CNO. 

Δείτε επίσης[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Υποσημειώσεις[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. Note: It is not important how invariant masses of e and ν are small, because they are already small enough to make both particles relativistic. What is important is that the daughter nucleus is heavy compared to p/c .

Βιβλιογραφικές αναφορές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. 1,0 1,1 Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. John Wiley and Sons. σελίδες 119–121. ISBN 0-470-09220-3. 
  2. Agostini, M.; Altenmüller, K.; Appel, S.; Atroshchenko, V.; Bagdasarian, Z.; Basilico, D.; Bellini, G.; Benziger, J. και άλλοι. (25 June 2020). «First Direct Experimental Evidenceof CNO neutrinos» (στα αγγλικά). arXiv:2006.15115 [hep-ex]. 
  3. Reid, I. Neill; Hawley, Suzanne L. (2005). «The structure, formation, and evolution of low-mass stars and brown dwarfs – Energy generation». New Light on Dark Stars: Red dwarfs, low-mass stars, brown dwarfs. Springer-Praxis Books in Astrophysics and Astronomy (2nd έκδοση). Springer Science & Business Media. σελίδες 108–111. ISBN 3-540-25124-3. 
  4. Schuler, S.C.; King, J.R.; The, L.-S. (2009). «Stellar Nucleosynthesis in the Hyades open cluster». The Astrophysical Journal 701 (1): 837–849. doi:10.1088/0004-637X/701/1/837. Bibcode2009ApJ...701..837S. 
  5. 5,0 5,1 von Weizsäcker, Carl F. (1937). «Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne I [On transformations of elements in the interiors of stars I]». Physikalische Zeitschrift 38: 176–191. 
  6. 6,0 6,1 von Weizsäcker, Carl F. (1938). «Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne II [On transformations of elements in the interiors of stars II]». Physikalische Zeitschrift 39: 633–646. 
  7. 7,0 7,1 Bethe, Hans A. (1939). «Energy Production in Stars». Physical Review 55 (1): 541–7. doi:10.1103/PhysRev.55.103. PMID 17835673. Bibcode1939PhRv...55..103B. 
  8. 8,0 8,1 Bethe, Hans A. (1939). «Energy production in stars». Physical Review 55 (5): 434–456. doi:10.1103/PhysRev.55.434. PMID 17835673. Bibcode1939PhRv...55..434B. 
  9. Agostini, M.; Altenmüller, K.; Appel, S.; Atroshchenko, V.; Bagdasarian, Z.; Basilico, D.; Bellini, G.; Benziger, J. και άλλοι. (25 November 2020). «Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun» (στα αγγλικά). Nature 587 (7835): 577–582. doi:10.1038/s41586-020-2934-0. ISSN 1476-4687. https://www.nature.com/articles/s41586-020-2934-0. «This result therefore paves the way towards a direct measurement of the solar metallicity using CNO neutrinos. Our findings quantify the relative contribution of CNO fusion in the Sun to be of the order of 1 per cent;». 
  10. «Neutrinos yield first experimental evidence of catalyzed fusion dominant in many stars». phys.org (στα Αγγλικά). Ανακτήθηκε στις 26 Νοεμβρίου 2020. Pocar points out, "Confirmation of CNO burning in our sun, where it operates at only one percent, reinforces our confidence that we understand how stars work." 
  11. Bethe, Hans A.; Bacher, Robert (1936). «Nuclear Physics, A: Stationary states of nuclei». Reviews of Modern Physics 8 (2): 82–229. doi:10.1103/RevModPhys.8.82. Bibcode1936RvMP....8...82B. https://authors.library.caltech.edu/51288/1/RevModPhys.8.82.pdf. 
  12. Bethe, Hans A. (1937). «Nuclear Physics, B: Nuclear dynamics, theoretical». Reviews of Modern Physics 9 (2): 69–244. doi:10.1103/RevModPhys.9.69. Bibcode1937RvMP....9...69B. 
  13. Bethe, Hans A.; Livingston, Milton S. (1937). «Nuclear Physics, C: Nuclear Dynamics, Experimental». Reviews of Modern Physics 9 (2): 245–390. doi:10.1103/RevModPhys.9.245. Bibcode1937RvMP....9..245L. 
  14. Bardi, Jason Socrates (January 23, 2008). «Landmarks: What makes the stars shine?». Physical Review Focus 21 (3). doi:10.1103/physrevfocus.21.3. https://physics.aps.org/story/v21/st3. Ανακτήθηκε στις November 26, 2018. 
  15. 15,0 15,1 Krane, Kenneth S. (1988). Introductory Nuclear Physics. John Wiley & Sons. σελ. 537. ISBN 0-471-80553-X. 
  16. Wapstra, Aaldert; Audi, Georges (18 Νοεμβρίου 2003). «The 2003 Atomic Mass Evaluation». Atomic Mass Data Center. Ανακτήθηκε στις 25 Οκτωβρίου 2011. 
  17. Lemut, A.; Bemmerer, D.; Confortola, F.; Bonetti, R.; Broggini, C.; Corvisiero, P. και άλλοι. (2006). «First measurement of the 14N(p,γ)15O cross section down to 70 keV». Physics Letters B 634 (5–6): 483–487. doi:10.1016/j.physletb.2006.02.021. Bibcode2006PhLB..634..483L. 
  18. Scheffler, Helmut; Elsässer, Hans (1990). Die Physik der Sterne und der Sonne. Bibliographisches Institut (Mannheim, Wien, Zürich). ISBN 3-411-14172-7. 
  19. https://core.ac.uk/download/pdf/31144835.pdf