Proceso alfa

El proceso alfa , también conocido como 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 es el proceso triple alfa . ^[1] El proceso triple alfa consume solo helio y produce carbono. Una vez que se ha acumulado suficiente carbono, tienen lugar las siguientes reacciones, todas consumiendo solo helio y el producto de la reacción anterior.

Es un error común pensar que la secuencia anterior termina en (o , que es un producto de descomposición de ^[2] ) porque es el nucleido más unido , es decir, tiene la energía de enlace nuclear más alta por nucleón y la producción de núcleos más pesados ​​sería requieren energía (ser endotérmicos ) en lugar de liberarla ( exotérmicos ). ( Níquel-62 ) es en realidad el nucleido más unido en términos de energía de enlace ^[3] (aunque el ⁵⁶ Fe tiene una energía o masa por nucleón más baja). La reacción ⁵⁶ Fe + ⁴ He → ⁶⁰${\displaystyle \mathrm {_{28}^{56}Ni} }$${\displaystyle \mathrm {_{26}^{56}Fe} }$${\displaystyle \mathrm {_{28}^{56}Ni} }$${\displaystyle \mathrm {_{28}^{62}Ni} }$Ni es en realidad exotérmico. Sin embargo, la secuencia termina en porque las condiciones en el interior estelar hacen que la competencia entre la fotodesintegración y el proceso alfa favorezca la fotodesintegración alrededor del hierro , ^{[2] [4]} lo que lleva a que se produzca más que .${\displaystyle \mathrm {_{28}^{56}Ni} }$${\displaystyle \mathrm {_{28}^{56}Ni} }$${\displaystyle \mathrm {_{28}^{62}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 de energía de una estrella; con elementos más pesados ​​que el neón ( número atómico > 10), se producen incluso con menos facilidad debido a la creciente barrera de Coulomb .

Creación de elementos más allá del carbono a través del proceso alfa