Proceso alfa

El proceso alfa , también conocido como captura alfa o escalera alfa , es una de las dos clases de reacciones de fusión nuclear mediante las cuales las estrellas convierten el helio en elementos más pesados . La otra clase es un ciclo de reacciones llamado proceso triple alfa , que consume solo helio y produce carbono . ^{[ 1 ]} El proceso alfa ocurre con mayor frecuencia en estrellas masivas y durante supernovas .

Ambos procesos están precedidos por la fusión de hidrógeno , que produce el helio que alimenta tanto el proceso triple alfa como el proceso de escalera alfa. Una vez que el proceso triple alfa ha producido suficiente carbono, comienza la escalera alfa y tienen lugar reacciones de fusión de elementos cada vez más pesados, en el orden que se indica a continuación. Cada paso consume únicamente el producto de la reacción anterior y helio. Las reacciones de etapas posteriores que pueden comenzar en una estrella en particular, lo hacen mientras las reacciones de etapas anteriores aún están en curso en las capas exteriores de la estrella.

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

La energía producida por cada reacción, E , se presenta principalmente en forma de rayos gamma ( γ ), con una pequeña cantidad tomada por el elemento subproducto , como momento adicional .

Es un error común pensar que la secuencia anterior termina en${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$(o${\displaystyle \,{}_{26}^{56}\mathrm {Fe} \,}$, que es un producto de descomposición de${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$^{[ 2 ]} ) porque es elnucleido, es decir, el nucleido con la mayorenergía de enlace nuclearpornucleón, y la producción de núcleos más pesados ​​consumiría energía (seríaendotérmica) en lugar de liberarla (exotérmica).${\displaystyle \,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} \,}$( Níquel-62 ) es en realidad el nucleido más fuertemente unido en términos de energía de enlace ^{[ 3 ]} (aunque${\displaystyle {}^{56}{\textrm {Fe}}}$tiene menor energía o masa por nucleón). La reacción${\displaystyle {}^{56}{\textrm {Fe}}+{}^{4}{\textrm {He}}\rightarrow {}^{60}{\textrm {Ni}}}$En realidad es exotérmico, y de hecho la adición de alfas continúa siendo exotérmica hasta el final.${\displaystyle \ {}_{50}^{100}\mathrm {Sn} \ }$, ^{[ 4 ]} pero no obstante la secuencia termina efectivamente en el hierro. La secuencia se detiene antes de producir elementos más pesados ​​que el níquel porque las condiciones en los interiores estelares hacen que la competencia entre la fotodesintegración y el proceso alfa favorezca la fotodesintegración alrededor del hierro . ^{[ 2 ] [ 5 ]} Esto conduce a más${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$siendo producido que${\displaystyle \,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} ~.}$

Todas estas reacciones tienen una tasa muy baja a las temperaturas y densidades de las estrellas y, por lo tanto, no contribuyen significativamente a la producción total de energía de una estrella. Ocurren aún con menos facilidad con elementos más pesados ​​que el neón ( Z > 10 ) debido a la creciente barrera de Coulomb .

Los elementos del proceso alfa (o elementos alfa ) se denominan así porque sus isótopos más abundantes son múltiplos enteros de cuatro, la masa del núcleo de helio (la partícula alfa ). Estos isótopos se denominan nucleidos alfa .

• Los elementos alfa estables son: C , O , Ne , Mg , Si y S.
• Los elementos Ar y Ca son " observativamente estables " . Se sintetizan mediante captura alfa antes de la etapa de fusión del silicio , que da lugar a las supernovas de tipo II .
• El Si y el Ca son elementos puramente obtenidos mediante el proceso alfa.
• El magnesio puede consumirse por separado mediante reacciones de captura de protones .

El estatus del oxígeno ( O ) es controvertido: algunos autores ^{[ 6 ]} lo consideran un elemento alfa, mientras que otros no. El O es sin duda un elemento alfa en las estrellas de Población II de baja metalicidad : se produce en supernovas de tipo II , y su enriquecimiento está bien correlacionado con un enriquecimiento de otros elementos del proceso alfa.

A veces, el carbono (C) y el nitrógeno (N) se consideran elementos del proceso alfa, ya que, al igual que el oxígeno ( O ), se sintetizan en reacciones nucleares de captura alfa. Sin embargo, su estatus es ambiguo: cada uno de los tres elementos se produce (y consume) mediante el ciclo CNO , que puede desarrollarse a temperaturas mucho más bajas que aquellas en las que los procesos de escalera alfa comienzan a producir cantidades significativas de elementos alfa (incluidos C , N y O ). Por lo tanto, la mera presencia de C , N u O en una estrella no indica claramente que el proceso alfa esté en marcha; de ahí la reticencia de algunos astrónomos a denominar (incondicionalmente) a estos tres elementos como "elementos alfa".

El proceso alfa generalmente ocurre en grandes cantidades solo si la estrella es suficientemente masiva, más masiva que aproximadamente 10 masas solares . ^{[ 7 ]} Estas estrellas se contraen a medida que envejecen, aumentando la temperatura y la densidad del núcleo a niveles suficientemente altos para permitir el proceso alfa. Los requisitos aumentan con la masa atómica, especialmente en etapas posteriores, a veces denominadas combustión de silicio , y por lo tanto ocurren más comúnmente en supernovas . ^{[ 8 ]} Las supernovas de tipo II sintetizan principalmente oxígeno y los elementos alfa ( Ne , Mg , Si , S , Ar , Ca y Ti ), mientras que las supernovas de tipo Ia producen principalmente elementos del pico del hierro ( Ti , V , Cr , Mn , Fe , Co y Ni ). ^{[ 7 ]} Las estrellas suficientemente masivas pueden sintetizar elementos hasta el pico del hierro inclusive únicamente a partir del hidrógeno y el helio que componen inicialmente la estrella. ^{[ 6 ]}

Normalmente, la primera etapa del proceso alfa (o captura alfa) sigue a la etapa de combustión de helio de la estrella una vez que el helio se agota; en este punto, el plasma libre${\displaystyle {}_{6}^{12}{\textrm {C}}}$capturar helio para producir${\displaystyle {}_{8}^{16}{\textrm {O}}}$[ ^{9 ] Este proceso continúa después de que el núcleo termina la fase de combustión de helio ,} ya que una capa alrededor del núcleo continuará quemando helio y conveciéndolo hacia el núcleo. ^{[ 7 ]} La segunda etapa ( combustión de neón ) comienza cuando el helio se libera por la fotodesintegración de uno${\displaystyle {}_{10}^{20}{\textrm {Ne}}}$átomo, permitiendo que otro continúe ascendiendo por la escalera alfa. La combustión del silicio se inicia posteriormente mediante la fotodesintegración de${\displaystyle {}_{14}^{28}{\textrm {Si}}}$de manera similar; después de este punto, el${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$Se alcanza el pico mencionado anteriormente. La onda de choque de la supernova , producida por el colapso estelar, proporciona las condiciones ideales para que estos procesos ocurran brevemente.

Durante este calentamiento terminal que implica fotodesintegración y reordenamiento, las partículas nucleares se convierten en sus formas más estables durante la supernova y la eyección subsiguiente a través, en parte, de procesos alfa. Comenzando en${\displaystyle {}_{22}^{44}{\textrm {Ti}}}$y, además, todos los elementos del producto son radiactivos y, por lo tanto, se desintegrarán en un isótopo más estable; por ejemplo,${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$se forma y se descompone en${\displaystyle {}_{26}^{56}{\textrm {Fe}}}$. ^{[ 9 ]}

La abundancia total de elementos alfa en las estrellas se suele expresar en términos de logaritmos , y los astrónomos suelen utilizar una notación entre corchetes:

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

dónde${\displaystyle \,N_{\mathrm {E} \alpha }\,}$es el número de elementos alfa por unidad de volumen, y${\displaystyle \,N_{{\ce {Fe}}}\,}$es el número de núcleos de hierro por unidad de volumen. Se utiliza para calcular el número${\displaystyle \,N_{\mathrm {E} \alpha }\,}$La cuestión de qué elementos deben considerarse "elementos alfa" se vuelve controvertida. Los modelos teóricos de evolución galáctica predicen que, en los inicios del universo, había más elementos alfa en relación con el hierro.

• Diagrama [α/Fe] frente a [Fe/H]
• Estrellas con alto contenido de alfa y edades anómalas

• Mendel, J. Trevor; Proctor, Robert N.; Forbes, Duncan A. (21 de agosto de 2007) [31 de mayo de 2007]. "La edad, metalicidad y abundancia de elementos α de los cúmulos globulares galácticos, a partir de modelos de poblaciones estelares individuales" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 379 (4) (publicado el 26 de julio de 2007): 1618–1636 . arXiv : 0705.4511v2 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12041.x .