Преглед на кодот на Троен алфа-процес

[[Податотека:Triple-Alpha Process.svg|мини|десно|исправено=1.4|Преглед на тројниот алфа-процес.]]

'''Троен алфа-процес''' — збир од реакции на [[јадрено соединување]] со кои јадрата на [[хелиум-4]] ([[алфа-честичка|алфа-честички]]) се преобразуват во [[јаглерод]].<ref name="Appenzeller">{{нмс |editor=Appenzeller |editor2=Harwit |editor3=Kippenhahn |editor4= Strittmatter |editor5=Trimble |title=Astrophysics Library |publisher=Springer |location=New York |date=1998 |edition=3 }}</ref><ref name="Carroll & Ostlie 2007">{{нмс |last1=Carroll |first1=Bradley W. |last2=Ostlie |first2=Dale A. |name-list-style= amp  |title=An Introduction to Modern Stellar Astrophysics |publisher= Addison Wesley, San Francisco |date=2007 |isbn=978-0-8053-0348-3}}</ref>

==Тројниот алфа-процес кај ѕвездите==
[[Податотека:Nuclear energy generation.svg|мини|десно|исправено=1.25|Споредба на произведената енергија (ε) во соединувачките процеси на [[протонско-протонска реакција|протонско-протонската реакција]] (ПП-ланец), [[CNO-циклус]]от и тројниот алфа-процес (тројна α) при различна тепмература (T). Испрекинатата линија ја покажува збирната енергија создадена од процесите на п-п и CNO во ѕвездата.]]
[[Хелиум]]от се насобира во [[ѕвездено јадро|јадрата]] на ѕвездите како последица од [[протонско-протонска реакција|протонско-протонската реакција]] и [[јаглеродно-азотно-кислороден циклус|јаглеродно-азотно-кислородниот циклус]] (CNO-циклус).

Јадреносоединувачката реакција на две јадра од хелиум-4 дава [[берилиум-8]], кој е многу нестабилен и се распаѓа на помали јадра со период на полураспад од {{вред|8.19e-17|u=сек}}, освен ако во тој рок не се соедини друга алфачестичка со неговото јадро<ref name=":02">{{нмс |last1=Bohan |first1=Elise |url=https://www.worldcat.org/oclc/940282526 |title=Big History |last2=Dinwiddie |first2=Robert |last3=Challoner |first3=Jack |last4=Stuart |first4=Colin |last5=Harvey |first5=Derek |last6=Wragg-Sykes |first6=Rebecca |last7=Chrisp |first7=Peter |last8=Hubbard |first8=Ben |last9=Parker |first9=Phillip |collaboration=Writers |date=февруари 2016 |publisher=DK |others=Foreword by David Christian |isbn=978-1-4654-5443-0 |edition=1. американ |location=New York |pages=58 |oclc=940282526}}</ref> за да предизвика возбуедена резонантна состојба на [[јаглерод-12]],{{NUBASE2016|ref}} наречена Хојлова состојба. Оваа состојба речиси секогаш води до распад на три алфа-честички, но еднаш на 2.421,3 пати ослободува енергија се менува во стабилен основен на јаглерод-12.<ref>[https://physics.aps.org/articles/v4/38 ''The carbon challenge''], Morten Hjorth-Jensen, Department of Physics and Center of Mathematics for Applications, University of Oslo, N-0316 Oslo, Norway: 9 May 2011, ''Physics'' 4, 38</ref> Кога ѕвездта ќе го потроши [[водород]]от што го соединува во јадрото, тоа почнува да се собира и загрева. Ако средишната температура дојде до 10<sup>8</sup> K,<ref>{{нмс|last1=Wilson|first1=Robert|title=Astronomy through the ages the story of the human attempt to understand the universe|date=1997|publisher=Taylor & Francis|location=Basingstoke|isbn=9780203212738|chapter=Chapter 11: The Stars – their Birth, Life, and Death}}</ref> шестпати поврело од Сончевото јадро, алфа-честичките можат да се соединуваат доволно бргу за да ја преминат пречката што ја поставува берилиумот-8 и произведуваат значителни количества на јаглерод-12.

:{|
| {{нуклид|link=yes|хелиум|4}} + {{нуклид|хелиум|4}} → {{нуклид|link=yes|берилиум|8}}
| &nbsp;(−0,0918 [[мегаелектронволт|MeV]])
|-
| {{нуклид|берилиум|8}} + {{нуклид|хелиум|4}} → {{нуклид|link=yes|јаглерод|12}} + 2{{Subatomic particle|photon|link=yes}}
| &nbsp;(+7,367 MeV)
|}

Нето-енергијата ослободена во процесот изнесува 7,275 MeV.

Како прирдужен ефект на процесот, неоки јаглеродни јадра се соединуваат ос уште еден хелиун, создавајќи стабилен изотоп на кислород и енергија:

: {{нуклид|link=yes|јаглерод|12}} + {{нуклид|link=yes|хелиум|4}} → {{нуклид|link=yes|кислород|16}} + {{Subatomic particle|photon|link=yes}} (+7,162 MeV)

Јадреносоединувачката реакција на хелиум со водород дава [[литиум-5]], кој е многу нестабилен и се распаѓа на помали јадра со полураспад од {{вред|3.7e-22|u=сек}}.

Соединувањето со дополнителни хелиумски јадра може да создаде потешки елементи во ланец на [[ѕвездена нуклеосинтеза]] наречен [[алфа-процес]], но овие реакции се значајно само при повисоки температури и притисоци отколку во јадрата што претрпуваат троен алфа-процес. Ова создава ситуација каде ѕвездената нуклеосинтеза произведува големи количества јаглерод и кислород, но само мал дел од нив се претвораат во [[неон]] и потешки елементи. Кислородот и јаглеродот се главниот „пепел“ од согорувањето на хелиум-4.

==Прапочетен јаглерод==
{{Главна|Прапочетна нуклеосинтеза}}
Тројниот алфа-процес е неделотворен на притисок и тмпература во раната фаза на [[Голема експлозија|Големата експлозија]]. Една поселдица од ова е фактот тој настан не е произвел значителна количина на јаглерод.

==Резонанции==
Под нормални услови, веројатноста да се случи троен алфа-процес е крајно мала. Меѓутоа, основната состојба н берилиумот-8 има речиси иста ренергија како две алфа-честички. Во вториот чекор <sup>8</sup>Be + <sup>4</sup>He има речисти иста енергија како [[возбудена состојба|возбудената состојба]] на <sup>12</sup>C. Оваа резонанција во голема мера ја зголемува веројатноста дека дојдовната алфа-честичка ќе се здружи со берилиум-8 за да создат јаглерод. Постоењето на оваа резонанција било предвивдено од англискиот астроном [[Фред Хојл]] пред воопшто да биде забележана, бидејќи тој ја сметал за физички неопходна за постоењето на јаглерод во ѕвездите. Ова откритие довело до голема поддршка за Хојловата хипотеза за [[ѕвездена нуклеосинтеза]], која постулира дека сите хемиски елементи првично произлегле од водород — вистинската прасупстанција. [[Антропен принцип|Антропниот принцип]] го дава образложението за тоа како јадрените резонанции се чувствтелно поставени за создавање на големи количества јаглерод и кислород во вселената.<ref>На пример, {{нмс|author1=John Barrow|author2=Frank Tipler|title=The Anthropic Cosmological Principle|date=1986}}</ref><ref>Fred Hoyle, "The Universe: Past and Present Reflections." ''Engineering and Science'', ноември, 1981. стр.&nbsp;8&ndash;12</ref>

==Нуклеосинтеза на тешки елементи==
Со понатамошното накачување на температурата и густината, соединувачките процези произведуваат [[нуклид]]и само до [[никел-56]] (кој потоа се распаѓа во [[железо]]); потешките елементи (оние по Ni) се создаваат претежно со неутронски зафат. Бавното зафаќање на неутроните, [[s-процес|''s''-процесот]], ги произведува половината елементи по железото. Другата половина се произведени од брзо зафаќање наречено [[r-процес|''r''-процесот]], кое веројатно се одвива во [[супернова|супернови]] со пропаднато јадро и потоа со спојувањата на [[неутронска ѕвезда|неутронски ѕвезди]].<ref name=pian>{{наведено списание|doi= 10.1038/nature24298|pmid=29094694|arxiv=1710.05858|title=Spectroscopic identification of r-process nucleosynthesis in a double neutron-star merger|journal=Nature|volume=551|issue=7678|pages=67–70|year=2017|last1=Pian|first1=E.|last2=d'Avanzo|first2=P.|last3=Benetti|first3=S.|last4=Branchesi|first4=M.|last5=Brocato|first5=E.|last6=Campana|first6=S.|last7=Cappellaro|first7=E.|last8=Covino|first8=S.|last9=d'Elia|first9=V.|last10=Fynbo|first10=J. P. U.|last11=Getman|first11=F.|last12=Ghirlanda|first12=G.|last13=Ghisellini|first13=G.|last14=Grado|first14=A.|last15=Greco|first15=G.|last16=Hjorth|first16=J.|last17=Kouveliotou|first17=C.|last18=Levan|first18=A.|last19=Limatola|first19=L.|last20=Malesani|first20=D.|last21=Mazzali|first21=P. A.|last22=Melandri|first22=A.|last23=Møller|first23=P.|last24=Nicastro|first24=L.|last25=Palazzi|first25=E.|last26=Piranomonte|first26=S.|last27=Rossi|first27=A.|last28=Salafia|first28=O. S.|last29=Selsing|first29=J.|last30=Stratta|first30=G.|display-authors=29|bibcode=2017Natur.551...67P|s2cid=3840214 }}</ref>

==Брзина на реакцијата и ѕвезден развој==
Чекорите на тројниот алфа-процес во голема мера зависат од температурата и густината на ѕвездениот материјал. Моќта ослободена од реакцијата е приблжно сразмерна на температурата на 40-ти степен, а густината на квадрат.<ref name="Carroll and Ostlie 2006">{{нмс |last1=Carroll |first1=Bradley W. |last2=Ostlie |first2=Dale A.|title=An Introduction to Modern Astrophysics |publisher=Addison-Wesley, San Francisco |date=2006 |edition=2 | pages=312–313 |isbn=978-0-8053-0402-2 }}</ref> За разлика од ова, [[протонско-протонска реакција|протонско-протонската реакција]] произведува енергија со стапка сразмерна на 4-ти степен од температурата, [[CNO-циклус]]от на околу 17-ти степен од температурата, и двете се правосразмерни на густината. Силната температурна зависност има последици врз доцната фаза на ѕвездениот развој, фазата на [[црвен џин]].

Кај ѕвездите со пониска маса на [[гранка на црвени џинови|гранката на црвени џинови]], понатамошната пропаст на хелиумот што се насобира во јадрото е спречена само поради притисокот на [[изродена материја|електронска изроденост]]. Сето изродено јадро има иста температура и притисок, па така, кога густината ќе стане превисока, низ јадрото започнува соединување преку стапка на тројниот алфа-процес. Јадрото не може да се шири во одговор на зголеменото производство на енергија сè додека притисокот не стане доволно висок за да ја надмине изроденоста. Како последица од ова, температурата се накачува, предизвикувајќи зголемена стапка на реакции и самопотхранување, што води до станува изливна реакција. Овој просес, наречен [[хелиумски блесок]], трае неколку секунди, но согорува 60–80&nbsp;% од хелиумот во јадрото. Во теко на блесокот на јадрото, [[моќ (физика)|производството на енергија]] во ѕвездата може да достигне {{Сончева сјајност|10<sup>11</sup>}}, споредливо со [[сјајност]]а на една цела [[галаксија]],<ref name="Carroll and Ostlie 2006bis">{{нмс |last1=Prialnik |first1=Dina  |title=An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution |publisher=Addison-Wesley, San Francisco |date=2006 |edition=2 | pages=461–462 |isbn=978-0-8053-0402-2 }}</ref> макар што ефектите не се веднаш воочливи на површината, бидејќи целата енергија оди во надминувањето на изроденоста на јадрото, враќајќи го во нормална гасовита состојба. Бидејќи јадрото веќе не е изродено, доаѓа до возобнова на [[хидростатичка рамнотежа|хидростатичката рамнотежа]], и ѕвездата почнува да „согорува“ хелиум во јадрото и водород во сферен слој над него. Ѕвездата стапува во сталожена фаза на согорување хелиум која трае 10&nbsp;% од времето проведено на главната низа (се очекува Сонцето да согорува хелиум во јадрото милијарда години по хелиумскиот блесок).<ref>{{нмс|title=The End Of The Sun|url=https://faculty.wcas.northwestern.edu/~infocom/The%20Website/end.html|access-date=29 јули 2020|website=faculty.wcas.northwestern.edu}}</ref>

Кај ѕвездите со повисока маса кои се развиваат долж [[асимптотска гранка на џинови|асимптотската гранка на џинови]], јаглеродот и кислородот се насобираат во јадрото додека согорува хелиумот, а согорувањето на водород преоѓа во поандворешните слоеви, поради што се јавува меѓупоставена хелиумска обвивка. Меѓутоа, границите на овие обвивки не се поместуваат нанадвор со иста стапка поради различните критични температури и топлински чувствителности за согоруваањето на водород и хелиум. Кога температурата на внатрешната граница од хелиумската обвивка повеќе не е доволно голема за да го одржиу согорувањето на хелиумот, јадрото се собира и загрева, а водородната обвивка (а со тоа и полупречникот на ѕвездата) се шири нанадвор. Собирањето на јадрото и ширењето на обвивката продолжува сè додека јадрото не добие доволно топлина за повторно да го запали хелиумот околу него. Овој процес продолжува во циклус кој трае околу илјада години; ѕвездите кои го претрпуваат овој процес имаат периодично променлива сјајност. Овие ѕвезди исто така губат материјал од нивните надворешни слоеви во [[ѕвезден ветер]] придвижуван од [[зрачен притисок]], кој со време станува суперветер кога ѕвездата ќе стапи во фазата на [[планетарна маглина]].<ref name="Prialnik 9.6">{{нмс |last1=Carroll |first1=Bradley W. |last2=Ostlie |first2=Dale A. |title=An Introduction to Modern Astrophysics |publisher=Cambridge University Press |date=2010 |edition=2 | pages=168–173 |chapter=Thermal pulses and the asymptotic giant branch |isbn=9780521866040 }}</ref>

== Наводи ==
{{наводи}}

{{Јадрени процеси}}
{{Ѕвезда}}

[[Категорија:Јадрено соединување]]
[[Категорија:Нуклеосинтеза]]
[[Категорија:Хелиум]]
[[Категорија:Берилиум]]
[[Категорија:Јаглерод]]