Альфа-процес

Альфа-процес (або α-процес) — ядерна реакція захоплення α-частинок ядрами легких елементів. У зорях він є одним із джерел енергії та основним шляхом синтезу деяких хімічних елементів від кисню до нікелю. Зазвичай альфа-процес не виступає самостійною стадією зоряного нуклеосинтезу, однак такі реакції є важливою складовою частиною інших процесів - потрійного альфа-процесу, ядерного горіння вуглецю, кисню, неону, кремнію. Елементи, утворені в альфа-процесі, називають альфа-елементами, і дослідження їхньої поширеності відіграє важливу роль в галактичній астрономії.

Основні реакції зоряного нуклеосинтезу. Альфа-процес - внизу.

Найважливіші реакції

Реакції деяких найважливіших α-процесів зоряного нуклеосинтезу:

${\displaystyle {\begin{array}{ll}{\ce {~{}_{6}^{12}C\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->~{}_{8}^{16}O\ \ ~+\gamma ~,}}&E=7.16\ {\mathsf {MeV}}\\{\ce {~{}_{8}^{16}O\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{10}^{20}Ne\ \ +\gamma ~,}}&E=4.73\ {\mathsf {MeV}}\\{\ce {{}_{10}^{20}Ne\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{12}^{24}Mg\ +\gamma ~,}}&E=9.32\ {\mathsf {MeV}}\\{\ce {{}_{12}^{24}Mg\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{14}^{28}Si\ ~~+\gamma ~,}}&E=9.98\ {\mathsf {MeV}}\\{\ce {{}_{14}^{28}Si\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{16}^{32}S\ \ ~~~+\gamma ~,}}&E=6.95\ {\mathsf {MeV}}\\{\ce {{}_{16}^{32}S\ ~~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{18}^{36}Ar\ ~\ +\gamma ~,}}&E=6.64\ {\mathsf {MeV}}\\{\ce {{}_{18}^{36}Ar\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{20}^{40}Ca\ \ +\gamma ~,}}&E=7.04\ {\mathsf {MeV}}\\{\ce {{}_{20}^{40}Ca\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{22}^{44}Ti\ ~~+\gamma ~,}}&E=5.13\ {\mathsf {MeV}}\\{\ce {{}_{22}^{44}Ti\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{24}^{48}Cr\ ~+\gamma ~,}}&E=7.70\ {\mathsf {MeV}}\\{\ce {{}_{24}^{48}Cr\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{26}^{52}Fe\ ~\ +\gamma ~,}}&E=7.94\ {\mathsf {MeV}}\\{\ce {{}_{26}^{52}Fe\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{28}^{56}Ni\ ~\ +\gamma ~,}}&E=8.00\ {\mathsf {MeV}}\end{array}}}$

Роль у зоряному нуклеосинтезі

Іноді альфа-процесом пояснюють утворення важких елементів у зорях^[1][2]. Хоч реакції альфа-процесу дійсно відіграють значну роль в утворенні більшості елементів з парними номерами до залізного піку, таке пояснення є значним спрощенням. Справа в тому, що більша частина гелію вичерпується вже в потрійному альфа-процесі під час утворення вуглецю й кисню. Для перебігу подальших реакцій альфа-процесу необхідно створення нових альфа-частинок. Вони утворюються у зіткненнях важчих ядер між собою або з фотонами, забезпечуючи матеріал для подальших реакцій альфа-процесу. Таким чином альфа-процес виявляється не самостійним ланцюжком, а лише частиною набагато складнішої мережі реакцій, так що його розгляд окремо від решти реакцій виявляється неповним.

Перші з реакцій альфа-процесу відбуваються в зорях вже під час синтезу вуглецю з гелію в ході потрійного альфа-процесу. На початку ядерного горіння гелію потрійний альфа-процес домінує над іншими реакціями. Однак в міру того, як гелій вичерпується, потрійний альфа-процес (швидкість якого пропорційна третьому степеню концентрації гелію) стає все менш ефективним, і реакція ${\displaystyle ^{12}\mathrm {C} (\alpha ,\gamma )^{16}\mathrm {O} }$ може брати гору над ним. Поступове зростання температури в надрах зорі на стадії горіння гелію також у більшій мірі сприяє перетворенню C на O, ніж перетворенню He на C. В результаті на останніх стадіях ядерного горіння гелію більше C витрачається на утворення O, ніж утворюється нового C з He. В кінці стадії ядерного горіння гелію встановлюється відношення O:C ≈ 1:1–2:1. Натомість реакція ${\displaystyle ^{16}\mathrm {O} (\alpha ,\gamma )^{20}\mathrm {Ne} }$ на цьому етапі відносно неважлива, а подальші реакції й поготів^[3].

Реакції альфа-процесу відбуваються й на пізніших стадіях зоряного нуклеосинтезу. Так під час ядерного горіння вуглецю і ядерного горіння кисню у деяких реакціях утворюються альфа-частинки, які досить швидко поєднуються з масивнішими атомними ядрами у реакціях альфа-процесу. Ядерне горіння неону починається з фотодезінтеграції ядра неону з утворенням альфа-частинки, яка потім захоплюється іншим ядром неону в реакції альфа-процесу, ${\displaystyle ^{20}\mathrm {Ne} (\alpha ,\gamma )^{24}\mathrm {Mg} }$. Так саме ядерне горіння кремнію починається з дезінтеграції кремнію з утворенням протонів, нейтронів і альфа-частинок, і деякі з подальших реакцій захоплення альфа-частинок ядрами теж можуть бути реакціями альфа-процесу^[4].

В останні хвилини життя масивних зір реакції альфа-процесу можуть заходити і в область нестійких ізотопів. Зокрема, так може утворюватись нестійкий альфа-нуклід ${\displaystyle ^{56}\mathrm {Ni} }$, який потім β-розпадається на ${\displaystyle ^{56}\mathrm {Co} }$, а потім на ${\displaystyle ^{56}\mathrm {Fe} }$^[5].

Альфа-елементи

Альфа-елементами називають такі елементи, які переважно утворюються в альфа-процесі або в інших споріднених реакціях, в яких альфа-частинки значною мірою виступають як неподільне ціле, таких як ядерне горіння вуглецю або кремнію^[6]. Їх не треба плутати з альфа-нуклідами - ізотопами, які містять парну кількість протонів і таку ж кількість нейтронів, ніби складаючись з певної кількості альфа-частинок. Не всі альфа-нукліди є альфа-елементами: нестійкі альфа-нукліди (як-от 8Be, 44Ti або 48Cr) не відіграють помітної ролі в загальному балансі маси відповідних елементів. З іншого боку, такі альфа-нукліди як 4He і 12C утворюються в реакціях, відмінних від альфа-процесу (протон-протонний ланцюжок і вуглецево-азотний цикл для 4He, потрійний альфа-процес для 12C). Таким чином альфа-нукліди визначені з точки зору ядерної фізики, відповідно до структури їхніх ядер, натомість як альфа-елементи - з точки зору астрофізики, відповідно до механізмів їх утворення в зорях.

Серед різних авторів немає загальної згоди стосовно того, які саме елементи зараховувати до альфа-елементів. Зазвичай до альфа-елементів відносять O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca^[6]. Іноді до альфа-елементів також додають Ti^[7]. Деякі автори не включають O до альфа-елементів, оскільки його поширеність буває складно вимірювати спостережно^[8], а його утворення частково відбувається в потрійному альфа-процесі в зорях менших мас^[9]. Альфа-елементи у Всесвіті переважно утворюються в зорях з масами понад 8M_☉ й вивільняються надновими з колапсом ядра^[10], натомість як елементи залізного піку переважно виникають в наднових типу Ia^[11].

Загальну кількість альфа-елементів у зорях зазвичай виражають у логарифмічній шкалі відносно заліза:

${\displaystyle \left[{\frac {\alpha }{\,{\ce {Fe}}\,}}\right]~\equiv ~\log _{10}{\left(\,{\frac {N_{\mathrm {E} \alpha }}{\,N_{{\ce {Fe}}}\,}}\,\right)_{\mathsf {Star}}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\mathrm {E} \alpha }}{\,N_{{\ce {Fe}}}\,}}\,\right)_{\mathsf {Sun}}}~,}$

де ${\displaystyle \,N_{\mathrm {E} \alpha }\,}$ — кількість ядер альфа-елементів на одиницю об’єму, а ${\displaystyle \,N_{{\ce {Fe}}}\,}$ — кількість ядер заліза на одиницю об’єму. Саме для обчислення величини ${\displaystyle \,N_{\mathrm {E} \alpha }\,}$ і виникає питання, які елементи вважати «альфа-елементами». Теоретичні моделі галактичної еволюції передбачають, що на ранніх етапах існування Всесвіту поширеність альфа-елементів відносно заліза була більшою.