氦核作用

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氦核作用 (或α作用、α反應)是兩種核融合的類型之一,能將恆星的氦轉換成重元素,另一種即是3氦過程(3α反應)。 當3氦反應進行時只需要氦的參與,而一旦有一些產生,能消耗氦的其他反應也會發生:

12C + 4He 16O + γ
16O + 4He 20Ne + γ
20Ne+ 4He 24Mg + γ

反应的过程是:

氦 - 4 → 铍 - 8 → 碳 - 12 → 氧 - 16 → 氖 - 20 → 镁 - 24 → 矽–28 → 硫–32 → 氩–36 → 钙–40 → 钛–44 → 铬–48 → 铁–52 → 镍–56

其中从氦-4开始到矽-28的反应过程叫氦聚变,从矽-28开始至镍-56的反应过程叫矽燃烧过程。所有這些反應在恆星內部發生的比率都不高,因此對於能量的貢獻並不大;比原子量 > 10)重的元素,由於庫侖障壁的增加,因此不太容易產生。

所謂的α作用元素 (或α元素)是質量為氦核(α粒子)整數倍的同位素,它們的豐度是最高的。

α元素的原子序数≤ 28:HeBeCONeMgSiSArCaTiCrFeNi。它们在II型超新星矽融合過程中經由α捕獲而形成,镍-56是大质量恒星以核融合能产生的最后一种元素。

矽和鈣是純粹的α作用元素,鎂可以由氫核捕獲的燃燒過程中產生。至於氧,有些人認為是α作用元素,但也有人認為不是,在金屬量低的第二星族星中,氧確實是α作用元素;其他的在第二型超新星中產生的α作用元素,它們增加的質量都和氦的質量有很好的關聯性。有時候碳和氮也會被視為α作用元素,因為它們是經由α捕獲所形成的元素。

在恆星內的α作用元素豐度通常都以對數的形式來表達:

 [\alpha/Fe] = \log_{10}{\left(\frac{N_{\alpha}}{N_{Fe}}\right)_{Star}} - \log_{10}{\left(\frac{N_{\alpha}}{N_{Fe}}\right)_{Sun}} ,

此處N_{\alpha}N_{Fe}分別是每單位體積內α作用元素和鐵原子的數量。理論的星系演化模型預測在宇宙的早期,相對於鐵有更多的α作用元素。第二型超新星主要合成的元素是氧和α作用元素(氖、鎂、矽、硫、氬、鈣和鈦),而Ia超新星鐵峰頂產生元素(VCrMnFeCoNi)。

外部鏈結[编辑]

The Age, Metallicity and Alpha-Element Abundance of Galactic Globular Clusters from Single Stellar Population Models