Alfa procesas

Šiam straipsniui ar jo daliai . Jūs galite padėti Vikipedijai pridėdami su šaltiniais.

Branduoliniai procesai
Radioaktyvumas Beta skilimas Alfa skilimas Branduolio dalijimasis Branduolių sąlaja Protonų ciklas CNO ciklas Trijų alfa dalelių procesas Alfa procesas Anglies degimo procesas Neono degimo procesas Deguonies degimo procesas Silicio degimo procesas Neutrono pagavimas R procesas S procesas Didžiojo sprogimo branduolių sintezė

Alfa procesas – viena iš dviejų branduolių sąlajos reakcijų grandinių, kurių metu helis žvaigždėse virsta sunkesniaisiais elementais. Iš esmės tai yra alfa dalelių pagavimo reakcija. Kita reakcijų grandinė yra trijų alfa dalelių procesas. Alfa proceso reakcijoms reikia ne tik helio, bet ir sunkesnių elementų:

^12C + ^4He	→	^16O + γ
^16O + ^4He	→	^20Ne + γ
^20Ne+ ^4He	↔	^24Mg + γ

Visos šios reakcijos vyksta labai lėtai, todėl neįneša esminio indėlio energijos gamyboje žvaigždėse. Elementams, kurių atominis skaičius > 20 (Sunkesni, nei neonas), šios reakcijos vyksta dar sunkiau, nes didėja (elektrostatinių jėgų sukuriamas energijos barjeras, kurį reikia įveikti branduoliams, kad vyktų branduolių sąlajos reakcijos).

Alfa proceso elementai (arba alfa elementai) yra taip vadinami, kadangi jie yra gausiai paplitę ir tarsi sudaryti iš helio branduolių (alfa dalelių) blokelių (elemento masės skaičius yra kartotinis helio branduolio masei). Jais paprastai laikomi tie, kurių Z>22: (C,O), Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, (Ti) ir yra sintezuojami alfa dalelių pagavimo reakcijose. Silicis ir kalcis yra grynai alfa proceso elementai. Magnis gali būti iš dalies sudeginamas reakcijos metu. Vieni autoriai įjungia deguonį į alfa elementų sąrašą, kiti ne. Deguonis tikrai yra alfa elementas mažai metalingos II populiacijos (arba ) žvaigždėse. Kadangi jis gaminamas SNe II (antro tipo supernovos), jo padidėjusi gausa gerai koreliuoja su padidėjusia kitų alfa elementų gausa. Kai kas laiko, kad anglis ir azotas taip pat yra alfa elementai, kadangi jie yra sintezuojami alfa dalelių pagavimo reakcijose.

Astronomijoje elementų gausa paprastai nusakoma logaritminiu dydžiu

${\displaystyle [\alpha /Fe]=\log _{10}{\left({\frac {N_{\alpha }}{N_{Fe}}}\right)_{Zvaigzde}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\alpha }}{N_{Fe}}}\right)_{Saule}}}$,

Kur ${\displaystyle N_{\alpha }}$ ir ${\displaystyle N_{Fe}}$ yra alfa elementų ir geležies elementų skaičius tūrio vienete. Teoriniai galaktikos evoliucijos modeliai pranašauja, kad ankstyvosiose evoliucijos stadijose turėjo būti daugiau alfa elementų, palyginus su geležimi, kadangi tuo metu geležį daugiausia gamino tik SNe II (antro tipo supernovos). Vėliau ${\displaystyle [\alpha /Fe]}$ santykis smarkiai sumažėjo, kadangi SNe I (pirmo tipo supernovos) gamino daugiau geležies. SNe II daugiausia gamina deguonį ir alfa elementus, tuo tarpu SNe Ia daugiausiai gamina geležies gūbrio elementus (V, Cr, Mn, Fe, Co ir Ni). Masyvesnės ir metalais praturtintos SNe II gamino kartotinius alfa dalelėms elementus Na ir Al taip pat.