Processe alfa

Creació d'elements més allà del carbono per mig de procés alfa

El procés alfa, també conegut com captura alfa o escala alfa, és una de les dos classes de reaccions de fusió nuclear per mig de les quals les estreles convertixen l'heli en elements més pesats. L'atra classe és un cicle de reaccions cridat processe triple alfa, que consumix només heli i produïx carbono. El procés alfa ocorre més comunament en estreles massives i durant supernovas.

Abdós processos estan precedits per la fusió de l'hidrogen, que produïx el heli que alimenta tant el procés triple alfa com el procés d'escala alfa. Una volta que el processe triple alfa ha produït suficient carbono, comença l'escala alfa i tenen lloc reacciones de fusió d'elements cada volta més pesats, en l'orde que s'indica a continuació. Cada pas només consumix el producte de la reacció anterior i heli. Les reaccions de l'etapa posterior que poden començar en qualsevol estrela en particular ho fan mentres les reaccions de l'etapa anterior encara estan en curs en les capes externes de l'estrela.

$\begin{array}{cc}{\phantom{A}}_{\phantom{6}}^{\phantom{12}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}6}^{\phantom{2}12}\mathrm{C}+{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{4}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}2}^{\phantom{2}4}\mathrm{H}\mathrm{e}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{8}}^{\phantom{16}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}8}^{\phantom{2}16}\mathrm{O}+\mathrm{\gamma },& E=\mathrm{𝟩.𝟣𝟨}𝖬𝖾𝖵\\ {\phantom{A}}_{\phantom{8}}^{\phantom{16}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}8}^{\phantom{2}16}\mathrm{O}+{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{4}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}2}^{\phantom{2}4}\mathrm{H}\mathrm{e}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{10}}^{\phantom{20}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}10}^{\phantom{2}20}\mathrm{N}\mathrm{e}+\mathrm{\gamma },& E=\mathrm{𝟦.𝟩𝟥}𝖬𝖾𝖵\\ {\phantom{A}}_{\phantom{10}}^{\phantom{20}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}10}^{\phantom{2}20}\mathrm{N}\mathrm{e}+{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{4}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}2}^{\phantom{2}4}\mathrm{H}\mathrm{e}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{12}}^{\phantom{24}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}12}^{\phantom{2}24}\mathrm{M}\mathrm{g}+\mathrm{\gamma },& E=\mathrm{𝟫.𝟥𝟤}𝖬𝖾𝖵\\ {\phantom{A}}_{\phantom{12}}^{\phantom{24}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}12}^{\phantom{2}24}\mathrm{M}\mathrm{g}+{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{4}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}2}^{\phantom{2}4}\mathrm{H}\mathrm{e}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{14}}^{\phantom{28}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}14}^{\phantom{2}28}\mathrm{S}\mathrm{i}+\mathrm{\gamma },& E=\mathrm{𝟫.𝟫𝟪}𝖬𝖾𝖵\\ {\phantom{A}}_{\phantom{14}}^{\phantom{28}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}14}^{\phantom{2}28}\mathrm{S}\mathrm{i}+{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{4}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}2}^{\phantom{2}4}\mathrm{H}\mathrm{e}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{16}}^{\phantom{32}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}16}^{\phantom{2}32}\mathrm{S}+\mathrm{\gamma },& E=\mathrm{𝟨.𝟫𝟧}𝖬𝖾𝖵\\ {\phantom{A}}_{\phantom{16}}^{\phantom{32}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}16}^{\phantom{2}32}\mathrm{S}+{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{4}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}2}^{\phantom{2}4}\mathrm{H}\mathrm{e}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{18}}^{\phantom{36}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}18}^{\phantom{2}36}\mathrm{A}\mathrm{r}+\mathrm{\gamma },& E=\mathrm{𝟨.𝟨𝟦}𝖬𝖾𝖵\\ {\phantom{A}}_{\phantom{18}}^{\phantom{36}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}18}^{\phantom{2}36}\mathrm{A}\mathrm{r}+{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{4}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}2}^{\phantom{2}4}\mathrm{H}\mathrm{e}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{20}}^{\phantom{40}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}20}^{\phantom{2}40}\mathrm{C}\mathrm{a}+\mathrm{\gamma },& E=\mathrm{𝟩.𝟢𝟦}𝖬𝖾𝖵\\ {\phantom{A}}_{\phantom{20}}^{\phantom{40}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}20}^{\phantom{2}40}\mathrm{C}\mathrm{a}+{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{4}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}2}^{\phantom{2}4}\mathrm{H}\mathrm{e}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{22}}^{\phantom{44}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}22}^{\phantom{2}44}\mathrm{T}\mathrm{i}+\mathrm{\gamma },& E=\mathrm{𝟧.𝟣𝟥}𝖬𝖾𝖵\\ {\phantom{A}}_{\phantom{22}}^{\phantom{44}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}22}^{\phantom{2}44}\mathrm{T}\mathrm{i}+{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{4}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}2}^{\phantom{2}4}\mathrm{H}\mathrm{e}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{24}}^{\phantom{48}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}24}^{\phantom{2}48}\mathrm{C}\mathrm{r}+\mathrm{\gamma },& E=\mathrm{𝟩.𝟩𝟢}𝖬𝖾𝖵\\ {\phantom{A}}_{\phantom{24}}^{\phantom{48}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}24}^{\phantom{2}48}\mathrm{C}\mathrm{r}+{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{4}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}2}^{\phantom{2}4}\mathrm{H}\mathrm{e}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{26}}^{\phantom{52}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}26}^{\phantom{2}52}\mathrm{F}\mathrm{e}+\mathrm{\gamma },& E=\mathrm{𝟩.𝟫𝟦}𝖬𝖾𝖵\\ {\phantom{A}}_{\phantom{26}}^{\phantom{52}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}26}^{\phantom{2}52}\mathrm{F}\mathrm{e}+{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{4}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}2}^{\phantom{2}4}\mathrm{H}\mathrm{e}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{28}}^{\phantom{56}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}28}^{\phantom{2}56}\mathrm{N}\mathrm{i}+\mathrm{\gamma },& E=\mathrm{𝟪.𝟢𝟢}𝖬𝖾𝖵\end{array}$

L'energia produïda per cada reacció, I, es troba principalment en forma de rajos gamma (γ), en una chicoteta cantitat presa per l'element subproducte, com impulse afegit.

Energia d'enllaç per nucleón per a una selecció de nucleidos. No figura en la llista el ⁶² Ni, en l'energia d'enllaç més alta en 8,7945. MeV.

És un error comú pensar que la seqüència anterior termina en ${}_{28}^{56}\mathrm{N}\mathrm{i}$ (o ${}_{26}^{56}\mathrm{F}\mathrm{e}$, que és un producte de descomposició de ${}_{28}^{56}\mathrm{N}\mathrm{i}$ ) perque és el nucleido més estretament unit – és dir, el nucleido en la major energia d'enllaç nuclear per nucleón – i la producció de núcleus més pesats consumiria energia (seria endotèrmica) en lloc de lliberar-la (exotèrmica). ${}_{28}^{62}\mathrm{N}\mathrm{i}$ (Níquel-62) és en realitat el nucleido més estretament unit en térmens d'energia d'enllaç (encara que ${}^{56}\text{Fe}$ té una menor energia o massa per nucleón). La reacció ${}^{56}\text{Fe}+{}^4\text{He}\to {}^{60}\text{Ni}$ és en realitat exotèrmica, pero aixina i tot la seqüència termina efectivament en el ferro. La seqüència es deté abans de produir ${}_{28}^{56}\mathrm{N}\mathrm{i}$ perque les condicions en l'interior estelar provoquen que la competència entre la fotodesintegración i el procés alfa favorixca la fotodesintegración entorn del ferro. Açò du a més ${}_{28}^{56}\mathrm{N}\mathrm{i}$ sent produït que ${}_{28}^{62}\mathrm{N}\mathrm{i}.$

Totes estes reaccions tenen una velocitat molt baixa a les temperatures i densitat de les estreles i, per lo tant, no aporten energia significativa a la producció total d'una estrela. Ocorren inclús en menys facilitat en elements més pesats que el neó (número atómico Z > 10), per la creixent barrera de Coulomb. ==

Elements del processe alfa ==

Els elements de procés alfa (o elements alfa) es diuen aixina perque els seus isòtops més abundants són múltiples sancers de quatre: la massa del núcleu d'heli (la partícula alfa). Estos isòtops es diuen nucleidos alfa.

Logaritmo de la producció d'energia relativa (ε) dels processos de fusió protón-protón (p-p), CNO i triple- α a diferents temperatures (T). La llínea discontínua mostra la generació d'energia combinada dels processos p-p i CNO dins d'una estrela.

• Els elements alfa estables són: C, O, Ne, Mg, Si i S.
• Els elements Ar i Ca són " observativamente estables ". Se sintetisen per mig de captura alfa abans de l'etapa de fusió del silici, que conduïx a Type II supernovai.
• Si i Ca són elements de procés purament alfa.
• El magnesi es pot consumir per separat per mig de reaccions de captura de protones.

L'estatus de l'oxigen (O) és controvertit: alguns autors ho consideren un element alfa, mentres que uns atres no. L'oxigen és segurament un element alfa en estreles de baixa metalicidad de Població II: es produïx en supernovas de Tipo II i el seu acrecentamiento està ben correlacionado en el d'atres elements del processe alfa.

A voltes, C i N es consideren elements del processe alfa ya que, de la mateixa manera que l'O, se sintetisen en reaccions nuclears de captura alfa, pero el seu estat és ambigu: cada u dels tres elements és produït (i consumit) pel cicle CNO, que pot procedir a temperatures molt més baixes que aquelles en les que els processos de l'escala alfa comencen a produir cantitats significatives d'elements alfa (inclosos C, N i O). Aixina que la mera presència de C, N o O en una estrela no indica clarament que el procés alfa estiga realment en marcha; d'ahí la renuencia d'alguns astrònoms a cridar (incondicionalment) a estos tres "elements alfa".

Producció en estreles

El procés alfa generalment ocorre en grans cantitats només si l'estrela és lo suficientment massiva, $\gtrsim 10M_{\odot }$ ($M_{\odot }$ sent la massa del sol); estes estreles es contrauen a mida que envellixen, aumentant la temperatura central i la densitat a nivells lo suficientment alts com per a permetre el procés alfa. Els requisits aumenten en la massa atòmica, especialment en les etapes posteriors (a voltes denominades combustió de silici) i, per lo tant, ocorren més comunament en les supernovas. Les supernovas de tipo II sintetisen principalment oxigen i els elements alfa (Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca i Tu), mentres que les supernovas de tipo Ia produïxen principalment elements del pique de ferro (Tu, V, Cr, Mn, Fe, Co i Ni). Les estreles suficientment massives poden sintetisar elements fins al pico de ferro inclusivament únicament a partir de l'hidrogen i l'heli que inicialment componen l'estrela.

Normalment, la primera etapa del processe alfa (o captura alfa) seguix a l'etapa de crema d'heli de l'estrela una volta que l'heli s'agota; en este punt, debades ${}_6^{12}\text{C}$ capturar heli per a produir ${}_8^{16}\text{O}$. Este procés continua en acabant de que el núcleu termina la fase de combustió d'heli, ya que una capa al voltant del núcleu estelar continuarà cremant heli i convecció cap al núcleu. La segona etapa (crema de neó) comença quan l'heli es llibera per mig de la fotodesintegración un àtom de ${}_{10}^{20}\text{Ne}$, permetent que un atre continue ascendint en l'escala alfa. Posteriorment s'inicia la combustió del silici per mig de la fotodesintegración de el ${}_{14}^{28}\text{Si}$ d'una forma similar; despuix d'este punt, el ${}_{28}^{56}\mathrm{N}\mathrm{i}$ s'alcança el pico comentat anteriorment. l'ona de choc de supernova produïda pel colapse estelar proporciona les condicions ideals per a que estos processos ocórreguen breument.

Durant este calfament terminal que implica fotodesintegración i reordenamiento, les partícules nuclears es convertixen a les seues formes més estables durant la supernova i la posterior eyección a través, en part, de processos alfa. A partir de ${}_{22}^{44}\text{Ti}$ i més, tots els elements del producte són radiactius i, per lo tant, es descompondran en un isòtop més estable, per eixemple ${}_{28}^{56}\mathrm{N}\mathrm{i}$ es forma i es descompon en ${}_{26}^{56}\text{Fe}$.