Преглед на кодот на Алфа-процес

[[Податотека:Kernfusionen1 en.png|мини|исправено=1.4|Создавање на елементи потешки од јаглерод со алфа-процесот.]]
'''Алфа-процес''' ('''алфа-зафат''' или '''алфа-скала''') — една од двете класи на реакции на [[јадрено соединување]] со кои ѕвездите го претвораат [[хелиум]]от во потешки [[хемиски елемент|елементи]]. Другата класа е циклус од реакции наречен [[троен алфа-процес]], кој троши само хелиум, а создава [[јаглерод]].<ref name=narlikar>{{наведена книга |last=Narlikar |first=Jayant V. |title=From Black Clouds to Black Holes |year=1995 |publisher=World Scientific |isbn=978-9810220334 |url=https://books.google.com/books?id=0_gmjz-L70EC&pg=PA94 |page=94}}</ref> Алфа-процесот најчесто се одвива во масивни ѕвезди и [[супернова|супернови]].

На ова му претходи [[водородно соединување]], кое го создава [[хелиум]]от кое го снабдува тројниот алфа-процес и алфа-скалата. Откако [[троен алфа-процес|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, {{mvar|E}}, е претежно во облик на [[гама-зрак|гама-зраци]] ({{mvar|&gamma;}}), а мал дел отпаѓа на елемент создаден како [[спореден производ]], како додаден [[импулс (механика)|импулс]].
[[Податотека:Binding energy curve - common isotopes-mk.svg|мини|371x371п|Врзивна енергија по нуклеон за разни нуклиди. Не е прикажан {{sup|62}}Ni, со највисоката врзивна енергија од 8,7945&nbsp;MeV.]]
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><ref name=":0">{{наведено списание |last=Fewell |first=M.P. |date=1 јули 1995 |title=The atomic nuclide with the highest mean binding energy |journal=American Journal of Physics |volume=63 |issue=7 |pages=653–658 |doi=10.1119/1.17828 |bibcode=1995AmJPh..63..653F |issn=0002-9505}}</ref>) 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<ref>{{нмс |author=Nave, Carl R. |orig-date= 2001 |date= 2017 |title=The most tightly bound nuclei |website=hyperphysics.phy-astr.gsu.edu |series=HyperPhysics pages |department=Physics and Astronomy |publisher=Georgia State University |url=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/NucEne/nucbin2.html#c1 |access-date=21 февруари 2019}}</ref> (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>,{{AME2020 II|ref}} но сепак низата не завршува со железо. Таа запира пред да создаде елементи потешки од никел бидејќи условите во ѕвездената внатрешност предизвикуваат [[фотојадрена реакција|фотораспадот]] да се наметне врз алфа-процесот околу [[железо]]то.<ref name=":0" /><ref>{{наведено списание |last1=Burbidge |first1=E. Margaret |last2=Burbidge |first2=G.R. |last3=Fowler |first3=William A. |last4=Hoyle |first4=F. |date=1 октомври 1957 |title=Synthesis of the elements in stars |journal=Reviews of Modern Physics |volume=29 |issue=4 |pages=547–650 |bibcode=1957RvMP...29..547B |doi=10.1103/RevModPhys.29.547 |doi-access=free}}</ref> 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 [[неон]]от ({{nobr|{{mvar|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-честичка]]та). Овие изотопи се нарекуваат ''алфа-нуклиди''.
[[Податотека:Nuclear energy generation.svg|мини|десно|исправено=1.5|250п|[[Логаритам]] на релативното производство на енергија ({{mvar|ε}}) во соединувачките процеси на [[протонско-протонски ланец|ПП-ланецот]], [[CNO-циклус|CNO-циклусот]] и [[троен алфа-процес|тројниот алфа-процес]] на различни температури ({{mvar|T}}). Испрекинатата линија ја покажува збирната енергија создадена од процесите на ПП и CNO во ѕвездата.]]

* Стабилни алфа-елементи се: [[јаглерод|C]], [[кислород|O]], [[неон|Ne]], [[магнезиум|Mg]], [[силициум|Si]] и [[сулфур|S]].
* Елементите [[аргон|Ar]] и [[калциум|Ca]] се ''„стабилни при набљудување“''. Тие се синтетизираат со алфа-зафат пред фазата на [[силициумско согорување|силициумско соединување]], што води до {{nobr|[[супернова од типот II|супернови од типот II]].}}
* [[силициум|Si]] и [[калциум|Ca]] се чисти алфапроцесни елементи.
* [[магнезиум|Mg]] може одделно да се троши од реакции на протонски зафат.

Статусот на кислородот ([[кислород|O]]) е спорен — некои автори<ref name=":1">{{наведена книга |last=Mo |first=Houjun |url=https://www.worldcat.org/oclc/460059772 |title=Galaxy formation and evolution |date=2010 |publisher=Cambridge University Press |others=Frank Van den Bosch, S. White |isbn=978-0-521-85793-2 |location=Cambridge |pages=460 |oclc=460059772}}</ref> го сметаат за алфа-елемент, а други мислат дека не е. [[кислород|O]] со сигурност е алфа-елемент во [[металичност|нискометалични]] [[ѕвездено население#Ѕвезди од населението II|ѕвезди од населението II]]: Се создава во [[супернова од типот II|супернови од типот II]] и неговото збогатување е во потесна врска со збогатувањето во  други алфапроцесни елементи.

Понекогаш [[јаглерод|C]] и [[азот|N]] се сметаат за алфапроцесни елементи бидејќи, како [[кислород|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-циклус]]от, 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 [[јаглерод|C]], [[азот|N]] и [[кислород|O]]). Така, исто како што присуството на [[јаглерод|C]], [[азот|N]] или [[кислород|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 [[Сончева маса|Сончеви маси]]).<ref name=":2" /> 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.<ref>{{наведено списание |last1=Truran |first1=J. W. |last2=Cowan |first2=J. J. |last3=Cameron |first3=A. G. W. |date=1 јуни 1978 |title=The helium-driven r-process in supernovae. |journal=The Astrophysical Journal |volume=222 |pages=L63–L67 |doi=10.1086/182693 |bibcode=1978ApJ...222L..63T |issn=0004-637X|doi-access=free }}</ref> Суперновие од типот II синтетизираат претежно кислород и алфа-елементите ([[неон|Ne]], [[магнезиум|Mg]], [[силициум|Si]], [[сулфур|S]], [[аргон|Ar]], [[калциум|Ca]] и [[титан|Ti]]), а [[супернова од типот Ia|суперновите од типот Ia]] произведуваат главно елементи од [[железен врв|железниот врв]] ([[титан|Ti]], [[ванадиум|V]], [[хром|Cr]], [[манган|Mn]], [[железо|Fe]], [[кобалт|Co]] и [[никел|Ni]]).<ref name=":2">{{наведување |last1=Truran |first1=J.W. |title=Origin of the Elements |date=2003 |url=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/B0080437516010598 |work=Treatise on Geochemistry |pages=1–15 |publisher=Elsevier |language=en |doi=10.1016/b0-08-043751-6/01059-8 |isbn=978-0-08-043751-4 |access-date=17 февруари 2023 |last2=Heger |first2=A.}}</ref> ДОволно масивните ѕвезди можат да синтетизираат елементи со (и заклучно со) железниот врв просто од водородот и хелиумот кои првично ја сочинуваат ѕвездата.<ref name=":1" />

Првата фаза на алфа-процесот (или алфа-зафат) типично следи по фазата на [[троен алфа-процес|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>.<ref name=":3">{{наведена книга |last=Clayton |first=Donald D. |url=https://www.worldcat.org/oclc/9646641 |title=Principles of stellar evolution and nucleosynthesis : with a new preface |date=1983 |publisher=University of Chicago Press |isbn=0-226-10953-4 |edition= |location=Chicago |pages=430–435 |oclc=9646641}}</ref> 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 [[струење|води]] во јадрото.<ref name=":2" /> Втората фаза ([[неонско согорување|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>. [[Остаток од супернова|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>.<ref name=":3" />

== Наводи ==
{{наводи|25em}}

{{Јадрени процеси}}
{{Ѕвезда}}

[[Категорија:Јадрено соединување]]
[[Категорија:Нуклеосинтеза]]