알파 과정

알파 프로세스를 통한 탄소 이상의 원소 생성

알파 사다리로도 알려진 알파 과정은 별이 헬륨을 무거운 원소로 바꾸는 두 종류의 핵융합 반응 중 하나이며, 다른 하나는 트리플 알파 ^[1]과정이다.

트리플 알파 과정은 헬륨만 소비하고 탄소를 생성한다.충분한 탄소가 축적된 후 아래 나열된 추가 반응이 발생합니다.각 단계는 헬륨과 이전 반응의 생성물만 소비합니다.

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

각 반응에서 생성되는 에너지 E는 주로 감마선( $γ$ )에 있으며, 부산물 원소에 의해 소량이 추가 모멘텀으로 사용됩니다.

그것은 흔한 오해 2856N은 위의 순서 끝 나는{니}\,{\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm}(혹은 2656Fe{\displaystyle \,{}_{26}2856N나는{\displaystyle \,{의 붕괴 생성물 ^{56}\mathrm{Fe}\,},}_{28}^{56}\mathrm{니}\,}[2])가장t.은ightly 결합 핵종 - 즉, 핵자당 가장 높은 핵결합 에너지를 가지며, 무거운 핵의 생산에는 방출(발열) 대신 에너지(흡열)가 필요하다. $\,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} \,$ $\,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} \,$ $($ Nickel-62 $)$ 는 결합 에너지^[3] 측면에서 가장 단단하게 결합된 핵종입니다( $단,$ Fe는 핵자당 에너지 또는 질량이 낮습니다).Fe + He → Ni 반응은⁵⁶ 실제로 발열성이지만, 그럼에도 불구하고 사실상 철에서 염기서열이 끝난다.별의 내부 조건에 따라 ^[2]^[4]철 주변의 광집적과 알파 과정이 경쟁하기 때문에 28 $displaystyle\,{}_{28}^{56)\mathrm$ {Ni $},}$ 을 $\,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,$ 생성하기 전에 염기서열이 멈춥니다.따라서 $\,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} ~.$ 보다 $\,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} ~.$ $\,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} ~.$ $displaystyle \,{}_{28}^{56)\mathrm$ {Ni $}$ 이 $\,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,$ (가) 생성됩니다 $.\displaystyle \,{28}^62)\mathrm {Ni}$ ~}

이 모든 반응은 별의 온도와 밀도에서 매우 낮은 속도를 가지고 있기 때문에 별의 총 출력에 큰 에너지를 기여하지 않습니다.쿨롱 장벽이 증가하기 때문에 네온보다 무거운 원소(원자 번호 N > 10)에서는 더 쉽게 발생하지 않습니다.

알파 프로세스 요소

알파 프로세스 요소(또는 알파 요소)는 가장 풍부한 동위원소가 헬륨 핵(알파 입자)의 질량인 4의 정수 배수이기 때문에 그렇게 불린다.이 동위원소들은 알파 핵종이라고 불린다.

서로 다른 온도(T)에서 양성자-프로톤(p-p), CNO 및 삼중 알파 핵융합 프로세스의 상대 에너지 출력(θ)의 로그.점선은 별 내 p-p 및 CNO 과정의 결합된 에너지 생성을 나타냅니다.

안정적인 알파 원소는 C, O, Ne, Mg, Si, S이다.
원소 Ar과 Ca는 "관찰적으로 안정적"이다.그것들은 타입 II 초신성으로 이어지는 실리콘 융합 단계 이전에 알파 포획에 의해 합성됩니다.
Si와 Ca는 순수하게 알파 공정 요소이다.
Mg는 양성자 포획 반응에 의해 별도로 섭취될 수 있다.

산소(O)의 상태는 논란이 되고 있다. 일부 저자는^[which?] 산소(O)를 알파 원소로 간주하지만 다른 저자는 그렇지 않다.O는 분명히 저금속성 종족 II 별에서 알파 원소입니다.이것은 타입 II 초신성에서 생성되며, 그 강화는 다른 알파 과정 요소의 강화와 잘 연관되어 있다.

때때로 C와 N은 O와 마찬가지로 핵 알파 포획 반응으로 합성되기 때문에 알파 프로세스 원소로 간주되지만, 이들의 상태는 모호하다.세 가지 요소 각각은 CNO 사이클에 의해 생산(및 소비)되며, 이는 알파 프로세스가 상당한 양의 알파 요소(C, N 및 O 포함)를 생성하기 시작하는 온도보다 훨씬 낮은 온도에서 진행될 수 있습니다.따라서 항성에 C, N 또는 O가 존재한다고 해서 알파 과정이 실제로 진행 중이라는 것을 명확하게 알 수 있는 것은 아니다. 따라서 일부 천문학자들은 이 세 가지를 (무조건적으로) "알파 원소"라고 부르기를 꺼린다.

상대 풍족도에 대한 특수 표기법

별의 총 알파 원소의 풍부함은 보통 대괄호 표기로 로그 형식으로 표현됩니다.

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

$\,N_{\mathrm {E} \alpha }\,$ 서 N $\,N_{\mathrm {E} \alpha }\,$ α {\ $displaystyle \n_{\mathrm {E}$ \alpha $},$ N $\,N_{{\ce {Fe}}}\,$ {\ $displaystyle$ \, $N_{\ce {Fe}}}$ 는 $\,N_{\mathrm {E} \alpha }\,$ $\,N_{{\ce {Fe}}}\,$ 단위 볼륨당 알파 원소 수입니다.어떤 요소가 " $\,N_{\mathrm {E} \alpha }\,$ 요소"로 간주되는지는 N E $\,N_{\mathrm {E} \alpha }\,$ α(\ $displaystyle \,N_{\mathrm {$ E} \alpha $\,N_{\mathrm {E} \alpha }\,$ },})의 $\,N_{\mathrm {E} \alpha }\,$ 계산을 목적으로 합니다.

이론적인 은하 진화 모델은 우주 초기에 철에 비해 알파 원소가 더 많았다고 예측합니다.II형 초신성은 산소와 알파 원소(Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, Ti)를 주로 합성하고, Ia형 초신성은 철 피크 원소(Ti, V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni)를 주로 생성하지만 알파 원소도 생성한다.

레퍼런스

^ Narlikar, Jayant V. (1995). From Black Clouds to Black Holes. World Scientific. p. 94. ISBN 978-9810220334.
^ ^a ^b Fewell, M.P. (1995-07-01). "The atomic nuclide with the highest mean binding energy". American Journal of Physics. 63 (7): 653–658. Bibcode:1995AmJPh..63..653F. doi:10.1119/1.17828. ISSN 0002-9505.
^ Nave, Carl R. (c. 2017) [c. 2001]. "The most tightly bound nuclei". Physics and Astronomy. hyperphysics.phy-astr.gsu.edu. HyperPhysics pages. Georgia State University. Retrieved 2019-02-21.
^ Burbidge, E. Margaret; Burbidge, G.R.; Fowler, William A.; Hoyle, F. (1957-10-01). "Synthesis of the elements in stars". Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547–650. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547.

외부 링크

Mendel, J. Trevor; Proctor, Robert N.; Forbes, Duncan A. (21 August 2007) [31 May 2007]. "The age, metallicity and $α$ -element abundance of galactic globular clusters, from single stellar population models". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (published 26 July 2007). 379 (4): 1618–1636. arXiv:0705.4511v2. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.12041.x. Retrieved 6 March 2022.{{cite journal}}: CS1 maint :url-status (링크)

[narlikar-1] Narlikar, Jayant V. (1995). From Black Clouds to Black Holes. World Scientific. p. 94. ISBN 978-9810220334.

[:0-2] Fewell, M.P. (1995-07-01). "The atomic nuclide with the highest mean binding energy". American Journal of Physics. 63 (7): 653–658. Bibcode:1995AmJPh..63..653F. doi:10.1119/1.17828. ISSN 0002-9505.

[3] Nave, Carl R. (c. 2017) [c. 2001]. "The most tightly bound nuclei". Physics and Astronomy. hyperphysics.phy-astr.gsu.edu. HyperPhysics pages. Georgia State University. Retrieved 2019-02-21.

[4] Burbidge, E. Margaret; Burbidge, G.R.; Fowler, William A.; Hoyle, F. (1957-10-01). "Synthesis of the elements in stars". Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547–650. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547.

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