Proses alfa

Proses alfa, juga dikenali sebagai penangkapan alfa atau tangga alfa, adalah salah satu daripada dua kelas tindak balas pelakuran nuklear apabila bintang menukarkan helium kepada unsur yang lebih berat. Kelas lain ialah kitaran tindak balas yang dipanggil proses alfa ganda tiga, yang hanya menggunakan helium, dan menghasilkan karbon.^[1] Proses alfa paling kerap berlaku dalam bintang besar dan semasa supernova.

Kedua-dua proses ini didahului oleh pelakuran hidrogen, yang menghasilkan helium yang menjadi bahan api bagi kedua-dua proses alfa ganda tiga dan proses tangga alfa. Setelah proses alfa ganda tiga menghasilkan cukup karbon, proses tangga alfa bermula dan tindak balas pelakuran unsur-unsur yang semakin berat berlaku mengikut urutan yang disenaraikan di bawah. Setiap langkah hanya menggunakan produk daripada tindak balas sebelumnya dan helium. Tindak balas peringkat terkemudian yang mampu bermula dalam mana-mana bintang, adalah berlaku sementara tindak balas peringkat sebelumnya masih berlangsung di lapisan luar bintang tersebut.

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

Tenaga yang dihasilkan oleh setiap tindak balas, E, adalah terutamanya dalam bentuk sinar gama (γ), dengan sejumlah kecil diambil oleh unsur hasil sampingan, sebagai momentum tambahan.

Satu salah faham yang biasa adalah bahawa urutan di atas berakhir pada ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ (atau ${\displaystyle \,{}_{26}^{56}\mathrm {Fe} \,}$, yang merupakan hasil pereputan daripada ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$^[2]) kerana ia nuklida yang paling terikat rapat – iaitu, nuklida dengan tenaga pengikat nuklear per nukleon tertinggi – dan penghasilan nukleus yang lebih berat akan memakan tenaga (endotermik) dan bukannya melepaskan tenaga (eksotermik). ${\displaystyle \,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} \,}$ (Nikel-62) sebenarnya adalah nuklida yang terikat paling rapat dari segi tenaga pengikat^[3] (walaupun ${\displaystyle {}^{56}{\textrm {Fe}$ mempunyai tenaga atau jisim yang lebih rendah per nukleon). Tindak balas ${\displaystyle {}^{56}{\textrm {Fe}+{}^{4}{\textrm {He}\rightarrow {}^{60}{\textrm {Ni}$ sebenarnya adalah eksotermik, dan sememangnya penambahan alfa berterusan menghasilkan tenaga sehinggalah ke ${\displaystyle \ {}_{50}^{100}\mathrm {Sn} \ }$^[4] tetapi urutan ini tetap berkesan berakhir pada besi. Urutan ini berhenti sebelum menghasilkan unsur yang lebih berat daripada nikel kerana keadaan di dalam lapisan bintang menyebabkan persaingan antara pemfotosepaian dan proses alfa cenderung memihak kepada pemfotosepaian sekitar besi.^[2][4] Ini menyebabkan lebih banyak ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$dihasilkan berbanding ${\displaystyle \,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} ~.}$

Kesemua tindak balas ini mempunyai kadar yang sangat rendah pada suhu dan ketumpatan dalam bintang, dan oleh itu tidak menyumbang tenaga yang ketara kepada jumlah pengeluaran tenaga bintang. Tindak balas-tindak balas ini berlaku dengan lebih sukar lagi pada unsur-unsur yang lebih berat daripada neon (Z > 10) kerana sawar Coulomb yang semakin meningkat.

Unsur proses alfa (atau unsur alfa) dikenali sedemikian kerana isotopnya yang paling banyak adalah bergandaan integer empat – iaitu jisim nukleus helium (zarah alfa). Isotop-isotop ini dipanggil nuklida alfa.

• Unsur alfa yang stabil ialah: C, O, Ne, Mg, Si, dan S.
• Unsur Ar dan Ca adalah "stabil dari segi pemerhatian" . Mereka disintesis oleh penangkapan alfa sebelum peringkat pelakuran silikon, yang membawa kepada supernova Jenis II.
• Si dan Ca adalah unsur proses alfa semata-mata.
• Mg boleh digunakan secara berasingan oleh tindak balas tangkapan proton.

Status oksigen (O) dipertikaikan – sesetengah pengarang^[5] menganggapnya sebagai unsur alfa, sementara yang lain tidak. O pasti merupakan unsur alfa dalam bintang Populasi II dengan kelogaman rendah: Ia dihasilkan dalam supernova Jenis II, dan pengayaannya sangat berkorelasi dengan pengayaan unsur-unsur lain yang terhasil daripada proses alfa.

Kadang-kadang C dan N dianggap sebagai unsur proses alfa kerana, seperti O, ia disintesis dalam tindak balas tangkapan alfa nuklear, tetapi statusnya adalah samar: Setiap daripada ketiga-tiga unsur ini dihasilkan (dan dimakan) oleh kitaran CNO, yang boleh berlaku pada suhu yang jauh lebih rendah daripada suhu ketika proses tangga alfa mula menghasilkan jumlah besar unsur alfa (termasuk C, N, & O). Oleh itu, hanya kehadiran C, N, atau O dalam sesebuah bintang tidak menunjukkan dengan jelas bahawa proses alfa sedang berjalan – oleh itu ada ketidaksetujuan di kalangan sesetengah ahli astronomi untuk (secara tidak bersyarat) menggelar ketiga-tiga ini sebagai "unsur alfa".

Proses alfa secara amnya berlaku dalam kuantiti yang besar hanya jika bintang itu cukup besar – lebih besar daripada kira-kira 10 jisim suria.^[6] Bintang-bintang ini akan mengecut seiring usia mereka, meningkatkan suhu dan ketumpatan teras ke tahap yang cukup tinggi untuk membolehkan proses alfa berlaku. Keperluan meningkat dengan jisim atom, terutamanya pada peringkat-peringkat akhir – kadang-kadang dirujuk sebagai pembakaran silikon – dan oleh itu paling kerap berlaku dalam supernova.^[7] Supernova Jenis II terutamanya mensintesis oksigen dan unsur alfa (Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, dan Ti) manakala supernova Jenis Ia terutamanya menghasilkan unsur puncak besi (Ti, V, Cr, Mn, Fe, Co, dan Ni).^[6] Bintang yang cukup besar boleh mensintesis unsur-unsur sehingga dan termasuk puncak besi hanya dari hidrogen dan helium yang membentuk bintang tersebut daripada mulanya .^[8]

Secara lazimnya, peringkat pertama proses alfa (atau tangkapan alfa) berlaku selepas peringkat pembakaran helium bintang sebaik sahaja helium habis; pada ketika ini ${\displaystyle {}_{6}^{12}{\textrm {C}$ yang bebas menangkap helium untuk menghasilkan ${\displaystyle {}_{8}^{16}{\textrm {O}$.^[9] Proses ini berterusan selepas teras telah selesai peringkat pembakaran heliumnya, kerana lapisan di sekeliling teras akan terus membakar helium dan berolak ke dalam teras.^[6] Peringkat kedua (pembakaran neon) bermula apabila helium dibebaskan oleh pemfotosepaian satu ${\displaystyle {}_{10}^{20}{\textrm {Ne}$ atom, membolehkan satu lagi proses tangkapan alfa diteruskan. Pembakaran silikon kemudiannya dimulakan melalui pemfotosepaian ${\displaystyle {}_{14}^{28}{\textrm {Si}$ dengan cara yang sama; selepas titik ini, puncak ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ yang dibincangkan sebelum ini dicapai. Gelombang kejutan supernova yang dihasilkan oleh keruntuhan bintang menyediakan keadaan yang unggul untuk proses ini berlaku secara singkat.

Semasa pemanasan terminal ini yang melibatkan pemfotosepaian dan penyusunan semula, zarah nuklear ditukarkan ke dalam bentuk yang paling stabil semasa supernova dan lentingan seterusnya melalui, sebahagiannya, proses alfa. Bermula dari ${\displaystyle {}_{22}^{44}{\textrm {Ti}$ dan lebih tinggi, semua unsur produk adalah radioaktif dan akan terurai menjadi isotop yang lebih stabil; sebagai contoh,

${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$terbentuk dan terurai menjadi ${\displaystyle {}_{26}^{56}{\textrm {Fe}$.^[9]

Kelimpahan jumlah unsur alfa dalam bintang biasanya dinyatakan dalam bentuk logaritma, dengan ahli astronomi lazimnya menggunakan tatatanda kurungan segi empat sama:

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

iaitu ${\displaystyle \,N_{\mathrm {E} \alpha }\,}$ ialah bilangan unsur alfa per unit isipadu, dan ${\displaystyle \,N_{\ce {Fe}\,}$ ialah bilangan nukleus besi per unit isipadu. Ia untuk tujuan pengiraan bilangan${\displaystyle \,N_{\mathrm {E} \alpha }\,}$ sementara unsur mana yang akan dianggap sebagai "unsur alfa" masih menjadi perbalahan. Model evolusi galaksi teori meramalkan bahawa pada awal alam semesta terdapat lebih banyak unsur alfa berbanding besi.

• Mendel, J. Trevor; Proctor, Robert N.; Forbes, Duncan A. (21 August 2007). "The age, metallicity and α-element abundance of galactic globular clusters, from single stellar population models". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (diterbitkan 26 July 2007). 379 (4): 1618–1636. arXiv:0705.4511v2. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12041.x.