Алфа-процес

Алфа-процес (алфа-зафат или алфа-скала) — една од двете класи на реакции на јадрено соединување со кои ѕвездите го претвораат хелиумот во потешки елементи. Другата класа е циклус од реакции наречен троен алфа-процес, кој троши само хелиум, а создава јаглерод. Алфа-процесот најчесто се одвива во масивни ѕвезди и супернови.
На ова му претходи водородно соединување, кое го создава хелиумот кое го снабдува тројниот алфа-процес и алфа-скалата. Откако тројниот алфа-процес ќе создаде доволно јаглерод, алфа-скалата почнува и доаѓа до соединувачки реакции на сè потешки елементи, по долунаведениот редоеслед. Секој чекор го троши само производот од претходната реакција и хелиум. Подоцнежните реакции кои може да почнат во било која ѕвезда, почнуваат додека претходната фаза сè уште трае во надворешните слоеви на ѕвездата.
:<math chem>\begin{array}{ll}
\ce{ ~{}_6^{12}C\ ~~+ {}_2^4He\ -> ~{}_{8}^{16}O\ \ ~+ \gamma~,}& E=\mathsf{7,16\ MeV}
\\
\ce{ ~{}_8^{16}O\ ~~+ {}_2^4He\ -> {}_{10}^{20}Ne\ \ + \gamma~,}& E=\mathsf{4,73\ MeV}
\\
\ce{ {}_{10}^{20}Ne\ ~+ {}_2^4He\ -> {}_{12}^{24}Mg\ + \gamma~,}& E=\mathsf{9,32\ MeV}
\\
\ce{ {}_{12}^{24}Mg\ + {}_2^4He\ -> {}_{14}^{28}Si\ ~~+ \gamma~,}& E=\mathsf{9,98\ MeV}
\\
\ce{ {}_{14}^{28}Si\ ~~+ {}_2^4He\ -> {}_{16}^{32}S\ \ ~~~+ \gamma~,}& E=\mathsf{6,95\ MeV}
\\
\ce{ {}_{16}^{32}S\ ~~~+ {}_2^4He\ -> {}_{18}^{36}Ar\ ~\ + \gamma~,}& E=\mathsf{6,64\ MeV}
\\
\ce{ {}_{18}^{36}Ar\ ~+ {}_2^4He\ -> {}_{20}^{40}Ca\ \ + \gamma~,}& E=\mathsf{7,04\ MeV}
\\
\ce{ {}_{20}^{40}Ca\ + {}_2^4He\ -> {}_{22}^{44}Ti\ ~~+ \gamma~,}& E=\mathsf{5,13\ MeV}
\\
\ce{ {}_{22}^{44}Ti\ ~+ {}_2^4He\ -> {}_{24}^{48}Cr\ ~+ \gamma~,}& E=\mathsf{7,70\ MeV}
\\
\ce{ {}_{24}^{48}Cr\ + {}_2^4He\ -> {}_{26}^{52}Fe\ ~\ + \gamma~,}& E=\mathsf{7,94\ MeV}
\\
\ce{ {}_{26}^{52}Fe\ + {}_2^4He\ -> {}_{28}^{56}Ni\ ~\ + \gamma~,}& E=\mathsf{8,00\ MeV}
\end{array}</math>
Енергијата произведена во секоја реакција, , е претежно во облик на гама-зраци, а мал дел отпаѓа на елемент создаден како спореден производ, како додаден импулс.
Често погрешно се претпоставува дека гореприкажаната низа завршува со <math>\, {}_{28}^{56}\mathrm{Ni} \,</math> (или <math>\, {}_{26}^{56}\mathrm{Fe} \,</math>, кој е распаден производ на <math>\, {}_{28}^{56}\mathrm{Ni} \,</math>) бидејќи тој е најцврсто сврзаниот нуклид — т.е.. нуклидот со најголема енергија на сврзување по нуклеон — и создавањето на потешки јадра би трошело енергија (би било ендотермно) наместо да ја ослободува (егзотермно). <math>\, {}_{28}^{62}\mathrm{Ni} \,</math> (никел-62) е впрочем најцврсто сврзаниот нуклид во смисла на врзивна енергија (иако <math>{}^{56}\textrm{Fe}</math> има помала енергија или маса по нуклеон). Реакцијата <math>{}^{56}\textrm{Fe}+{}^{4}\textrm{He}\rightarrow {}^{60}\textrm{Ni}</math> е впрочем егзотермна, и додавањето на алфи продолжува да биде егзотермно сè до <math>\ {}_{50}^{100}\mathrm{Sn}\ </math>, но сепак низата не завршува со железо. Таа запира пред да создаде елементи потешки од никел бидејќи условите во ѕвездената внатрешност предизвикуваат фотораспадот да се наметне врз алфа-процесот околу железото. Ова води до поголемо производство на <math>\, {}_{28}^{56}\mathrm{Ni} \,</math> отколку <math>\, {}_{28}^{62}\mathrm{Ni} ~.</math>
Сите овие реакции имаат многу ниска стапка на темпеаратурите и притисоците во ѕвездите и затоа немаат значително енергетско учество во вкупното енергопроизвдство на ѕвездата. Се јавуваат уште потешко со елементи потешки од неонот поради поголемата Кулонова пречка.
1 Алфапроцесни елементи
Алфапроцесни елементи (или алфа-елементи) се елементи наречени по фактот што нивните најзастапени изотопи се целобројни кратна на четири — масата на хелиумското јадро (алфа-честичката). Овие изотопи се нарекуваат ''алфа-нуклиди''.
* Стабилни алфа-елементи се: C, O, Ne, Mg, Si и S.
* Елементите Ar и Ca се ''„стабилни при набљудување“''. Тие се синтетизираат со алфа-зафат пред фазата на силициумско соединување, што води до супернови од типот II.
* Si и Ca се чисти алфапроцесни елементи.
* Mg може одделно да се троши од реакции на протонски зафат.
Статусот на кислородот (O) е спорен — некои автори го сметаат за алфа-елемент, а други мислат дека не е. O со сигурност е алфа-елемент во нискометалични ѕвезди од населението II: Се создава во супернови од типот II и неговото збогатување е во потесна врска со збогатувањето во други алфапроцесни елементи.
Понекогаш C и N се сметаат за алфапроцесни елементи бидејќи, како O, тие се синтетизираат во јадрени реакции на алфа-зафат, но нивниот статус не е недвосмислен: Секој од трите елементи се создава (и троши) со CNO-циклусот, кој може да се одвива на температури многу пониски од оние каде процесите на алфа-скалата почнуваат да произведуваат значитечни количества на алфа-елементи (вклучувајќи C, N и O). Така, исто како што присуството на C, N или O во ѕвездата не е јасен показател дека се одвива алфа-процесот, така некои астрономи не сметаат дека овие три треба (безусловно) да се нарекуваат „алфа-елемети“.
2 Производство во ѕвезди
Алфа-процесот начелно се одвива во големи количини само ако ѕвездата е доволно масивна (над 10 Сончеви маси). Овие ѕвезди се собираат како што стареат, зголемувајќи ја јадрената температура и густина до степен за да се овозможи алфа-процесот. Потребната маса и притисок е поголема за елементи со поголема атомска маса, особено во подоцнежните фази (понекогаш наречени силициумско согорување) и затоа најчесто се јавуваат во супернови. Суперновие од типот II синтетизираат претежно кислород и алфа-елементите (Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca и Ti), а суперновите од типот Ia произведуваат главно елементи од железниот врв (Ti, V, Cr, Mn, Fe, Co и Ni). ДОволно масивните ѕвезди можат да синтетизираат елементи со (и заклучно со) железниот врв просто од водородот и хелиумот кои првично ја сочинуваат ѕвездата.
Првата фаза на алфа-процесот (или алфа-зафат) типично следи по фазата на хелиумско согорување на ѕвездата откако ќе се потроши хелиумот; тогаш слободниот <math>{}_6^{12}\textrm{C}</math> зафаќа хелиум и дава <math>{}_{8}^{16}\textrm{O}</math>. Овој процес продолжува откако јадрото ќе заврши со фазата на согорување хелиум бидејќи обвивката околу него продолжува да го согорува тој елемент и да го води во јадрото. Втората фаза (неонското согорување) почнува кога хелиумот ќе се ослободи од фотораспад на еден атом на <math>{}_{10}^{20}\textrm{Ne}</math>, и му дава на друг да продолжи да се искачува по алфа-скалата. Потоа започнуа силициумското согорување преку фотораспадот на <math>{}_{14}^{28}\textrm{Si}</math> на сличен начин; по ова процесот го достигнува врвот на <math>\, {}_{28}^{56}\mathrm{Ni} \,</math>. Ударниот бран на суперновата произлезен од ѕвезден колапс овозможува идеални услови за краткотрајно одвивање на овие процеси.
За време на ова конечно загревање со фотораспад и прераспоред, јадрените честички се претвораат во нивниот најстабилен облик за време на суперновата и подоцнежното исфрлање, делумно по пат на алфа-процесот. Почнувајќи од <math>{}_{22}^{44}\textrm{Ti}</math> и повисоко, сите производни елементи се радиоактивни и затоа се распаѓаат на постабилен изотоп; на пример, <math>\, {}_{28}^{56}\mathrm{Ni} \,</math> настанува и се распаѓа на <math>{}_{26}^{56}\textrm{Fe}</math>.