El procés triple alfa és el procés pel qual tres nuclis d'heli (partícules alfa) es transformen en un nucli de carboni. Aquesta reacció nuclear de fusió només ocorre a velocitats apreciables a temperatures per sobre de 100.000.000 kelvin i en nuclis estel·lars amb una gran abundància d'heli. Per tant, aquest procés només és possible en les estrelles més antigues, on l'heli produït per les cadenes protó-protó i el cicle CNO s'ha acumulat en el nucli. Quan tot l'hidrogen present s'ha consumit, el nucli es col·lapsa fins que s'arriben a les temperatures necessàries per a iniciar la fusió d'heli.

Property Value
dbo:abstract
  • El procés triple alfa és el procés pel qual tres nuclis d'heli (partícules alfa) es transformen en un nucli de carboni. Aquesta reacció nuclear de fusió només ocorre a velocitats apreciables a temperatures per sobre de 100.000.000 kelvin i en nuclis estel·lars amb una gran abundància d'heli. Per tant, aquest procés només és possible en les estrelles més antigues, on l'heli produït per les cadenes protó-protó i el cicle CNO s'ha acumulat en el nucli. Quan tot l'hidrogen present s'ha consumit, el nucli es col·lapsa fins que s'arriben a les temperatures necessàries per a iniciar la fusió d'heli. 4He + 4He ↔ 8Be8Be + 4He ↔ 12C + γ + 7,367 MeV L'energia neta alliberada en el procés és de 7,275 MeV El 8Be produït durant la primera etapa és molt inestable i decau altra vegada en dos nuclis d'heli en 2.6·10-16 segons. De totes maneres, en les condicions en les quals es fusiona l'heli sempre hi ha petites quantitats de 8Be presents en equilibri; la captura d'una altra partícula alfa dóna lloc al 12C. El procés global de conversió de tres partícules alfa en un nucli de 12C es denomina procés triple alfa. Ja que aquest procés és improbable, a causa de l'escassa quantitat de 8Be present en un moment donat, es necessita moltíssim temps per a formar carboni. Com a conseqüència no es va produir carboni durant el Big Bang, ja que la temperatura va descendir a nivells inferiors als requerits perquè es doni aquesta reacció. Normalment, la probabilitat que es doni el procés triple alfa hauria de ser extremadament petita. Però el nivell energètic inferior del beril·li-8 té exactament la mateixa energia que dues partícules alfa, i en la segona etapa, el 8Be i el 4He tenen exactament la mateixa energia que l'estat excitat del 12C. Aquestes ressonàncies incrementen substancialment les possibilitats que una partícula alfa incident es combini amb un nucli de beril·li-8 per donar lloc a un nucli de carboni. L'existència d'aquesta ressonància va ser predita per Fred Hoyle abans que s'adonés realment de la seva necessitat perquè es formés carboni. Una reacció secundària del procés és la fusió d'un nucli de carboni-12 amb altra partícula alfa per a donar 16O estable, amb alliberament d'energia en forma de fotó gamma: 12C + 4He → 16O + γ La següent etapa on l'oxigen format es combina amb altra partícula alfa per a donar lloc a neó és més dificultosa, a causa de les regles d'espín nuclear, i per tant no poden formar-se elements més pesats per aquesta via. Com a resultat d'aquestes reaccions, es formen grans quantitats de carboni i oxigen però només fraccions diminutes d'aquests es transformen en neó i altres nuclis més pesats, sent per tant aquests dos les principals cendres de la combustió de l'heli. Les ressonàncies nuclears que donen lloc a tals quantitats de carboni i oxigen se citen generalment com evidència del principi antròpic. Les reaccions de nucleosíntesi per fusió nuclear només produeixen elements fins al 56Fe, el nucli atòmic més estable; els elements més pesats es produeixen per processos captura neutrònica. La captura lenta, el procés S, produeix aproximadament la meitat d'aquests elements. L'altra meitat es produeix en el procés R o captura ràpida, procés que probablement tingui lloc en el nucli de les supernoves de col·lapse (tipus II). (ca)
  • El procés triple alfa és el procés pel qual tres nuclis d'heli (partícules alfa) es transformen en un nucli de carboni. Aquesta reacció nuclear de fusió només ocorre a velocitats apreciables a temperatures per sobre de 100.000.000 kelvin i en nuclis estel·lars amb una gran abundància d'heli. Per tant, aquest procés només és possible en les estrelles més antigues, on l'heli produït per les cadenes protó-protó i el cicle CNO s'ha acumulat en el nucli. Quan tot l'hidrogen present s'ha consumit, el nucli es col·lapsa fins que s'arriben a les temperatures necessàries per a iniciar la fusió d'heli. 4He + 4He ↔ 8Be8Be + 4He ↔ 12C + γ + 7,367 MeV L'energia neta alliberada en el procés és de 7,275 MeV El 8Be produït durant la primera etapa és molt inestable i decau altra vegada en dos nuclis d'heli en 2.6·10-16 segons. De totes maneres, en les condicions en les quals es fusiona l'heli sempre hi ha petites quantitats de 8Be presents en equilibri; la captura d'una altra partícula alfa dóna lloc al 12C. El procés global de conversió de tres partícules alfa en un nucli de 12C es denomina procés triple alfa. Ja que aquest procés és improbable, a causa de l'escassa quantitat de 8Be present en un moment donat, es necessita moltíssim temps per a formar carboni. Com a conseqüència no es va produir carboni durant el Big Bang, ja que la temperatura va descendir a nivells inferiors als requerits perquè es doni aquesta reacció. Normalment, la probabilitat que es doni el procés triple alfa hauria de ser extremadament petita. Però el nivell energètic inferior del beril·li-8 té exactament la mateixa energia que dues partícules alfa, i en la segona etapa, el 8Be i el 4He tenen exactament la mateixa energia que l'estat excitat del 12C. Aquestes ressonàncies incrementen substancialment les possibilitats que una partícula alfa incident es combini amb un nucli de beril·li-8 per donar lloc a un nucli de carboni. L'existència d'aquesta ressonància va ser predita per Fred Hoyle abans que s'adonés realment de la seva necessitat perquè es formés carboni. Una reacció secundària del procés és la fusió d'un nucli de carboni-12 amb altra partícula alfa per a donar 16O estable, amb alliberament d'energia en forma de fotó gamma: 12C + 4He → 16O + γ La següent etapa on l'oxigen format es combina amb altra partícula alfa per a donar lloc a neó és més dificultosa, a causa de les regles d'espín nuclear, i per tant no poden formar-se elements més pesats per aquesta via. Com a resultat d'aquestes reaccions, es formen grans quantitats de carboni i oxigen però només fraccions diminutes d'aquests es transformen en neó i altres nuclis més pesats, sent per tant aquests dos les principals cendres de la combustió de l'heli. Les ressonàncies nuclears que donen lloc a tals quantitats de carboni i oxigen se citen generalment com evidència del principi antròpic. Les reaccions de nucleosíntesi per fusió nuclear només produeixen elements fins al 56Fe, el nucli atòmic més estable; els elements més pesats es produeixen per processos captura neutrònica. La captura lenta, el procés S, produeix aproximadament la meitat d'aquests elements. L'altra meitat es produeix en el procés R o captura ràpida, procés que probablement tingui lloc en el nucli de les supernoves de col·lapse (tipus II). (ca)
dbo:wikiPageID
  • 267304 (xsd:integer)
dbo:wikiPageRevisionID
  • 16843268 (xsd:integer)
dct:subject
rdfs:comment
  • El procés triple alfa és el procés pel qual tres nuclis d'heli (partícules alfa) es transformen en un nucli de carboni. Aquesta reacció nuclear de fusió només ocorre a velocitats apreciables a temperatures per sobre de 100.000.000 kelvin i en nuclis estel·lars amb una gran abundància d'heli. Per tant, aquest procés només és possible en les estrelles més antigues, on l'heli produït per les cadenes protó-protó i el cicle CNO s'ha acumulat en el nucli. Quan tot l'hidrogen present s'ha consumit, el nucli es col·lapsa fins que s'arriben a les temperatures necessàries per a iniciar la fusió d'heli. (ca)
  • El procés triple alfa és el procés pel qual tres nuclis d'heli (partícules alfa) es transformen en un nucli de carboni. Aquesta reacció nuclear de fusió només ocorre a velocitats apreciables a temperatures per sobre de 100.000.000 kelvin i en nuclis estel·lars amb una gran abundància d'heli. Per tant, aquest procés només és possible en les estrelles més antigues, on l'heli produït per les cadenes protó-protó i el cicle CNO s'ha acumulat en el nucli. Quan tot l'hidrogen present s'ha consumit, el nucli es col·lapsa fins que s'arriben a les temperatures necessàries per a iniciar la fusió d'heli. (ca)
rdfs:label
  • Procés triple-alfa (ca)
  • Procés triple-alfa (ca)
owl:sameAs
prov:wasDerivedFrom
foaf:isPrimaryTopicOf
is dbo:wikiPageDisambiguates of
is dbo:wikiPageRedirects of
is foaf:primaryTopic of