Trippel-alfaprosess

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Hopp til: navigasjon, søk

Trippel-alfaprosess er en kjernereaksjon der kjerner av helium (alfapartikler) fusjonerer til karbon og i massive stjerner til oksygen og neon. Kjernereaksjonen er dominerende i middels store stjerner som har passert hovedserien og kommet inn i kjempestjernefasen har økt størrelsen til røde kjemper.

Prosessen ble foreslått av astrofysikerne Fred Hoyle (1946), Edwin Salpeter (1951) og Ernst Öpik (1951). William A. Fowler og Subramanyan Chandrasekhar Nobelprisen i fysikk i 1983 for nukleosyntesen i stjerner. Trippel-alfaprosessen inngår i denne.

Kjernereaksjoner i stjerner[rediger | rediger kilde]

I stjerner foregår produksjonen av varme ved at fire hydrogenatomer fusjonerer til et heliumatom i en proton-protonreaksjon. Heliumet som produseres synker mot stjernens sentrum og etter hvert som temperaturen øker vil CNO-syklusen dominere og heve temperaturen ytterligere. Når temperaturen i kjernen overstiger 100 000 000 K begynner stjernen å forbrenne helium i en trippel-alfaprosess ved at tre kjerner av helium slås sammen til en kjerne av karbon. Heliumforbrenningen øker stjernens energiutstråling og den blåser seg opp til en rød kjempe.

Kjernereaksjon[rediger | rediger kilde]

Trippel-alfaprosess.

4He + 4He + 92 keV8Be
8Be + 4He12C + γ + 7,367 MeV

  • Steg 1: To heliumkjerner slås sammen til beryllium. Beryllium-8 er ustabil og henfaller under normale forhold og avgir da 92 keV energi, men den høye temperaturen i en stjerne forhindrer henfallet.
  • Steg 2: Gjennom resonans slås beryllium-8 og en heliumkjerne sammen til karbon-12 umiddelbart etter steg 1, og en stor mengde energi frigis.

I tunge stjerner kan prosessen fortsette og gir i slike tilfeller opphav til følgende alfaprosesser

12C + 4He16O + γ + 7,16 MeV
16O + 4He20Ne + γ + 4,73 MeV

  • Steg 3: En karbonkjerne slås sammen med en heliumkjerne og danner oksygen-16
  • Steg 4: En oksygenkjerne slås sammen med en heliumkjerne og danner neon-20
  • Steg 5: Alfaprosessen kan fortsette i tunge stjerner frem til jerntoppen nås. Det innebær at om en atomkjerne med fler enn 56 nukleoner dannes, så går det med mer energi ved fusjonen enn hva som frigjøres. Kjerneprosessen, som trenger trykk og varme, vil ikke kunne fortsette og stopper opp. I massive stjerner vil avkjølingen føre til stjernens undergang da den faller sammen og eksploderer som en supernova.

Noter og referanser[rediger | rediger kilde]

Nuclear Reactions in Stars without Hydrogen av E.E. Salpeter, 1951