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.^[1] 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.

{\begin{array}{ll}{\ce {~{}_{6}^{12}C\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->~{}_{8}^{16}O\ \ ~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {7,16\ MeV}}\\{\ce {~{}_{8}^{16}O\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{10}^{20}Ne\ \ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {4,73\ MeV}}\\{\ce {{}_{10}^{20}Ne\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{12}^{24}Mg\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {9,32\ MeV}}\\{\ce {{}_{12}^{24}Mg\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{14}^{28}Si\ ~~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {9,98\ MeV}}\\{\ce {{}_{14}^{28}Si\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{16}^{32}S\ \ ~~~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {6,95\ MeV}}\\{\ce {{}_{16}^{32}S\ ~~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{18}^{36}Ar\ ~\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {6,64\ MeV}}\\{\ce {{}_{18}^{36}Ar\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{20}^{40}Ca\ \ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {7,04\ MeV}}\\{\ce {{}_{20}^{40}Ca\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{22}^{44}Ti\ ~~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {5,13\ MeV}}\\{\ce {{}_{22}^{44}Ti\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{24}^{48}Cr\ ~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {7,70\ MeV}}\\{\ce {{}_{24}^{48}Cr\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{26}^{52}Fe\ ~\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {7,94\ MeV}}\\{\ce {{}_{26}^{52}Fe\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{28}^{56}Ni\ ~\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {8,00\ MeV}}\end{array}}

Енергијата произведена во секоја реакција, $E$ , е претежно во облик на гама-зраци ( $γ$ ), а мал дел отпаѓа на елемент создаден како спореден производ, како додаден импулс.

Често погрешно се претпоставува дека гореприкажаната низа завршува со $\,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,$ (или $\,{}_{26}^{56}\mathrm {Fe} \,$ , кој е распаден производ на $\,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,$ ^[2]) 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). $\,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} \,$ (никел-62) е впрочем најцврсто сврзаниот нуклид во смисла на врзивна енергија^[3] (иако ${}^{56}{\textrm {Fe}}$ има помала енергија или маса по нуклеон). Реакцијата ${}^{56}{\textrm {Fe}}+{}^{4}{\textrm {He}}\rightarrow {}^{60}{\textrm {Ni}}$ е впрочем егзотермна, и додавањето на алфи продолжува да биде егзотермно сè до $\ {}_{50}^{100}\mathrm {Sn} \$ ,^[4] 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.^[2]^[5] Ова води до поголемо производство на $\,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,$ отколку $\,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} ~.$

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 ( $Z$ > 10) поради поголемата Кулонова пречка.

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.

Логаритам на релативното производство на енергија (

ε

) во соединувачките процеси на ПП-ланецот, CNO-циклусот и тројниот алфа-процес на различни температури (

T

). Испрекинатата линија ја покажува збирната енергија создадена од процесите на ПП и CNO во ѕвездата.

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^[6] 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“.

Производство во ѕвезди

Алфа-процесот начелно се одвива во големи количини само ако ѕвездата е доволно масивна (над 10 Сончеви маси).^[7] 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.^[8] 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).^[7] ДОволно масивните ѕвезди можат да синтетизираат елементи со (и заклучно со) железниот врв просто од водородот и хелиумот кои првично ја сочинуваат ѕвездата.^[6]

Првата фаза на алфа-процесот (или алфа-зафат) типично следи по фазата на хелиумско согорување на ѕвездата откако ќе се потроши хелиумот; тогаш слободниот ${}_{6}^{12}{\textrm {C}}$ зафаќа хелиум и дава ${}_{8}^{16}{\textrm {O}}$ .^[9] 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.^[7] Втората фаза (неонското согорување) почнува кога хелиумот ќе се ослободи од фотораспад на еден атом на ${}_{10}^{20}{\textrm {Ne}}$ , и му дава на друг да продолжи да се искачува по алфа-скалата. Потоа започнуа силициумското согорување преку фотораспадот на ${}_{14}^{28}{\textrm {Si}}$ на сличен начин; по ова процесот го достигнува врвот на $\,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,$ . 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 ${}_{22}^{44}{\textrm {Ti}}$ и повисоко, сите производни елементи се радиоактивни и затоа се распаѓаат на постабилен изотоп; на пример, $\,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,$ настанува и се распаѓа на ${}_{26}^{56}{\textrm {Fe}}$ .^[9]

Наводи

↑ Narlikar, Jayant V. (1995). From Black Clouds to Black Holes. World Scientific. стр. 94. ISBN 978-9810220334.
↑ ^2,0 ^2,1 Fewell, M.P. (1 јули 1995). „The atomic nuclide with the highest mean binding energy“. American Journal of Physics. 63 (7): 653–658. Bibcode:1995AmJPh..63..653F. doi:10.1119/1.17828. ISSN 0002-9505.
↑ Nave, Carl R. (2017). „The most tightly bound nuclei“. Physics and Astronomy. hyperphysics.phy-astr.gsu.edu. HyperPhysics pages. Georgia State University. Посетено на 21 февруари 2019. Занемарен непознатиот параметар |orig-date= (help)
↑ Wang, Meng; Huang, W.J.; Kondev, F.G.; Audi, G.; Naimi, S. (2021). „The AME 2020 atomic mass evaluation (II). Tables, graphs and references“. Chinese Physics C. 45 (3): 030003. doi:10.1088/1674-1137/abddaf.
↑ Burbidge, E. Margaret; Burbidge, G.R.; Fowler, William A.; Hoyle, F. (1 октомври 1957). „Synthesis of the elements in stars“. Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547–650. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547.
↑ ^6,0 ^6,1 Mo, Houjun (2010). Galaxy formation and evolution. Frank Van den Bosch, S. White. Cambridge: Cambridge University Press. стр. 460. ISBN 978-0-521-85793-2. OCLC 460059772.
↑ ^7,0 ^7,1 ^7,2 Truran, J.W.; Heger, A. (2003), „Origin of the Elements“, Treatise on Geochemistry (англиски), Elsevier, стр. 1–15, doi:10.1016/b0-08-043751-6/01059-8, ISBN 978-0-08-043751-4, Посетено на 17 февруари 2023
↑ Truran, J. W.; Cowan, J. J.; Cameron, A. G. W. (1 јуни 1978). „The helium-driven r-process in supernovae“. The Astrophysical Journal. 222: L63–L67. Bibcode:1978ApJ...222L..63T. doi:10.1086/182693. ISSN 0004-637X.
↑ ^9,0 ^9,1 Clayton, Donald D. (1983). Principles of stellar evolution and nucleosynthesis : with a new preface. Chicago: University of Chicago Press. стр. 430–435. ISBN 0-226-10953-4. OCLC 9646641.

[narlikar-1] Narlikar, Jayant V. (1995). From Black Clouds to Black Holes. World Scientific. стр. 94. ISBN 978-9810220334.

[:0-2] 2,0 ^2,1 Fewell, M.P. (1 јули 1995). „The atomic nuclide with the highest mean binding energy“. American Journal of Physics. 63 (7): 653–658. Bibcode:1995AmJPh..63..653F. doi:10.1119/1.17828. ISSN 0002-9505.

[3] Nave, Carl R. (2017). „The most tightly bound nuclei“. Physics and Astronomy. hyperphysics.phy-astr.gsu.edu. HyperPhysics pages. Georgia State University. Посетено на 21 февруари 2019. Занемарен непознатиот параметар |orig-date= (help)

[AME2020_II-4] Wang, Meng; Huang, W.J.; Kondev, F.G.; Audi, G.; Naimi, S. (2021). „The AME 2020 atomic mass evaluation (II). Tables, graphs and references“. Chinese Physics C. 45 (3): 030003. doi:10.1088/1674-1137/abddaf.

[5] Burbidge, E. Margaret; Burbidge, G.R.; Fowler, William A.; Hoyle, F. (1 октомври 1957). „Synthesis of the elements in stars“. Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547–650. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547.

[:1-6] 6,0 ^6,1 Mo, Houjun (2010). Galaxy formation and evolution. Frank Van den Bosch, S. White. Cambridge: Cambridge University Press. стр. 460. ISBN 978-0-521-85793-2. OCLC 460059772.

[:2-7] 7,0 ^7,1 ^7,2 Truran, J.W.; Heger, A. (2003), „Origin of the Elements“, Treatise on Geochemistry (англиски), Elsevier, стр. 1–15, doi:10.1016/b0-08-043751-6/01059-8, ISBN 978-0-08-043751-4, Посетено на 17 февруари 2023

[8] Truran, J. W.; Cowan, J. J.; Cameron, A. G. W. (1 јуни 1978). „The helium-driven r-process in supernovae“. The Astrophysical Journal. 222: L63–L67. Bibcode:1978ApJ...222L..63T. doi:10.1086/182693. ISSN 0004-637X.

[:3-9] 9,0 ^9,1 Clayton, Donald D. (1983). Principles of stellar evolution and nucleosynthesis : with a new preface. Chicago: University of Chicago Press. стр. 430–435. ISBN 0-226-10953-4. OCLC 9646641.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]