miniatura|Diagrama del procés triple alfa. El procés triple alfa és el procés pel qual tres nuclis d'heli (partícules α) es transformen en un nucli de carboni. Aquesta reacció nuclear de fusió només ocorre a velocitats apreciables a temperatures per sobre de 108 kèlvins i en nuclis estel·lars amb una gran abundància d'heli. Per tant, aquest procés només és possible en les estrelles més antigues com les gegants vermelles, 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'arriba a les temperatures necessàries per a iniciar la fusió d'heli. El procés té lloc en tres etapes que poden representar-se com:
miniatura|Mides d'estrelles, Les dues primeres reaccions són endoenergètiques. La formació d'un nucli excitat de beril·li 8, o 8Be*, requereix 0,092 MeV i la formació del 12C* requereix 0,285 MeV més, energia que s'obté de l'energia cinètica de les partícules α. Però quan aquest es desintegra a l'estable 12C, els dos fotons emesos extreuen 7,65 MeV. L'energia total alliberada per tot el procés és, per tant, de 7,27 MeV, 0,606 MeV per nucleó o, aproximadament, una dècima part de la que s'allibera durant la combustió d'hidrogen.
El 8Be* és un estat ressonant però, a diferència del nucli de deuteri format en la cadena protó-protó, no existeix cap estat estable del beril·li cap al qual pugui desexcitar-se. De fet, no existeix cap nucli estable amb nombre màssic 8. El 8B es forma durant la branca ppIII, però es desintegra en menys d'un segon donant lloc novament al nostre 8Be*. Val a dir que aquesta és la reacció feble que genera els neutrins de més alta energia produïts al Sol que han estat detectats a la Terra. El nucli 8Be* no té cap altra possibilitat que escindir-se novament en dos nuclis d'heli, amb una semivida de . Tot i que aquest interval és extremament breu, és prou llarg perquè una tercera partícula α pugui col·lidir amb el nucli si la temperatura és prou elevada. miniatura|350x350px|Estats energètics del carboni 12. El procés triple alfa dona lloc al nucli excitat 0+, que emet un fotó d'energia 7654,2 – 4438,9 = 3215,3 keV per passar a l'estat excitat 2+, i a un altre fotó de 4438,9 keV per arribar a l'estat estable 0+. Existeix una ressonància del 12C molt propera al pic de Gamow en la qual s'inicia la reacció nuclear, fet que permet la seva formació. Com que la seva energia difereix molt poc de la dels nuclis que col·lideixen, aquesta reacció també és reversible. Tanmateix, en aquest cas existeix un estat estable al qual el nucli excitat 12C* pot desexcitar-se mitjançant l'emissió de dos fotons γ i completar així el procés.
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 quasi exactament la mateixa energia que dues partícules α, i en la segona etapa, el 8Be i el 4He tenen quasi exactament la mateixa energia que l'estat excitat del 12C. Aquestes ressonàncies incrementen substancialment les possibilitats que una partícula α 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 l'astrònom britànic Fred Hoyle (1915-2001) abans que s'adonés realment de la seva necessitat perquè es formés carboni. Hoyle li va mostrar la seva idea al físic nuclear Willy Fowler, el qual va admetre que aquest nivell energètic no s'hagués tingut en compte en els treballs anteriors sobre el carboni. Després d'unes revisions, van descobrir una ressonància prop 7.65 MeV.
Una reacció secundària del procés és la fusió d'un nucli de carboni-12 amb altra partícula α per a donar ¹⁶O estable, amb alliberament d'energia en forma d'un fotó:
La següent etapa on l'oxigen format es combina amb altra partícula α 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 pesants, sent per tant aquests dos els principals productes 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 pesants 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).
Taxa de reacció i evolució estel·lar El procés triple alfa depèn fortament de la temperatura i la densitat del material estel·lar. L'energia alliberada en aquesta reacció és aproximadament proporcional a T³⁰ i al quadrat de la densitat. En comparança, les cadenes protó-protó (PP) alliberen energia proporcionalment a la quarta potència de la temperatura i en proporció directa a la densitat. Aquesta forta dependència de la temperatura té conseqüències en l'última etapa de l'evolució estel·lar, la de gegant vermella.
Per a masses estel·lars menors, l'heli acumulat en el nucli prevé el col·lapse estel·lar mitjançant la pressió de degeneració electrònica. Per tant, el volum del nucli depèn només de la densitat i no de la pressió. Una conseqüència d'aquest fet és que una vegada que una estrella petita ha arribat a aquest estat, només pot anar augmentant la temperatura del nucli fins que s'arriba a l'instant d'ignició de l'heli. Ja que la velocitat d'aquest procés depèn fortament de la temperatura, i sense una expansió estel·lar que la disminueixi, aquesta velocitat augmenta exponencialment, consumint-se del 60 al 80% de l'heli present en pocs minuts. En aquest moment s'alliberen quantitats immenses d'energia quan l'alta temperatura provoca l'expansió sobtada de l'estrella, donant lloc a l'anomenat "flash d'heli". Aquest procés només es dona en estrelles de massa menor a 1,4 MSol, el límit de Chandrasekhar.
En estrelles més massives, la combustió de l'heli es dona en una capa que envolta a un nucli degenerat de carboni. Ja que la capa on es fusiona l'heli no està degenerada, l'energia alliberada augmenta la temperatura i obliga a l'estrella a expandir-se. L'expansió provoca una baixada de temperatures que apaga la combustió de l'heli, col·lapsant-se l'estrella de nou, augmentant la temperatura i començant el cicle altra vegada. Aquests cicles provoquen que l'estrella es transformi en una variable amb grans oscil·lacions de lluentor, i de passada es perden grans quantitats de massa de les parts externes en cada cicle, a causa de la poca intensitat gravitatòria en les zones més externes.
Vegeu també Cadena protó-protó. Cicle CNO.
Referències
Categoria:Astrofísica Categoria:Física nuclear Categoria:Carboni