Proceso alfa

El proceso alfa, también conocido como captura alfa o 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 clase es un ciclo de reacciones llamado proceso triple alfa, que consume sólo helio y produce carbono. ^[1]​ El proceso alfa ocurre más comúnmente en estrellas masivas y durante supernovas.

Ambos procesos están precedidos por la fusión del hidrógeno, que produce el helio que alimenta tanto el proceso triple alfa como el proceso de escalera alfa. Una vez que el proceso triple alfa ha producido suficiente carbono, comienza la escalera alfa y tienen lugar reacciones de fusión de elementos cada vez más pesados, en el orden que se indica a continuación. Cada paso sólo consume el producto de la reacción anterior y helio. Las reacciones de la etapa posterior que pueden comenzar en cualquier estrella en particular lo hacen mientras las reacciones de la etapa anterior aún están en curso en las capas externas de la estrella.

${\displaystyle {\begin{array}{ll}{\ce {~{}_{6}^{12}C\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->~{}_{8}^{16}O\ \ ~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.16\ MeV}}\\{\ce {~{}_{8}^{16}O\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{10}^{20}Ne\ \ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {4.73\ MeV}}\\{\ce {{}_{10}^{20}Ne\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{12}^{24}Mg\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {9.32\ MeV}}\\{\ce {{}_{12}^{24}Mg\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{14}^{28}Si\ ~~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {9.98\ MeV}}\\{\ce {{}_{14}^{28}Si\ ~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{16}^{32}S\ \ ~~~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {6.95\ MeV}}\\{\ce {{}_{16}^{32}S\ ~~~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{18}^{36}Ar\ ~\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {6.64\ MeV}}\\{\ce {{}_{18}^{36}Ar\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{20}^{40}Ca\ \ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.04\ MeV}}\\{\ce {{}_{20}^{40}Ca\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{22}^{44}Ti\ ~~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {5.13\ MeV}}\\{\ce {{}_{22}^{44}Ti\ ~+{}_{2}^{4}He\ ->{}_{24}^{48}Cr\ ~+\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.70\ MeV}}\\{\ce {{}_{24}^{48}Cr\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{26}^{52}Fe\ ~\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {7.94\ MeV}}\\{\ce {{}_{26}^{52}Fe\ +{}_{2}^{4}He\ ->{}_{28}^{56}Ni\ ~\ +\gamma ~,}}&E={\mathsf {8.00\ MeV}}\end{array}}}$

La energía producida por cada reacción, E, se encuentra principalmente en forma de rayos gamma (γ), con una pequeña cantidad tomada por el elemento subproducto, como impulso añadido.

Es un error común pensar que la secuencia anterior termina en ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ (o ${\displaystyle \,{}_{26}^{56}\mathrm {Fe} \,}$, que es un producto de descomposición de ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ ^[2]​) porque es el nucleido más estrechamente unido – es decir, el nucleido con la mayor energía de enlace nuclear por nucleón – y la producción de núcleos más pesados consumiría energía (sería endotérmica) en lugar de liberarla (exotérmica). ${\displaystyle \,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} \,}$ (Níquel-62) es en realidad el nucleido más estrechamente unido en términos de energía de enlace ^[3]​ (aunque ${\displaystyle {}^{56}{\textrm {Fe}}}$ tiene una menor energía o masa por nucleón). La reacción ${\displaystyle {}^{56}{\textrm {Fe}}+{}^{4}{\textrm {He}}\rightarrow {}^{60}{\textrm {Ni}}}$ es en realidad exotérmica, pero aun así la secuencia termina efectivamente en el hierro. La secuencia se detiene antes de producir ${\displaystyle \ {}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \ }$ porque las condiciones en el interior estelar provocan que la competencia entre la fotodesintegración y el proceso alfa favorezca la fotodesintegración alrededor del hierro. ^[2]​ ^[4]​ Esto lleva a más ${\displaystyle \,{}_{28}^{56}\mathrm {Ni} \,}$ siendo producido que ${\displaystyle \,{}_{28}^{62}\mathrm {Ni} ~.}$

Todas estas reacciones tienen una velocidad muy baja a las temperaturas y densidades de las estrellas y, por lo tanto, no aportan energía significativa a la producción total de una estrella. Ocurren incluso con menos facilidad con elementos más pesados que el neón (número atómico Z > 10), debido a la creciente barrera de Coulomb.

1. ↑ Narlikar, Jayant V. (1995). From Black Clouds to Black Holes. World Scientific. p. 94. ISBN 978-9810220334. 
2. ↑ ^{a b} Fewell, M.P. (1 de julio de 1995). «The atomic nuclide with the highest mean binding energy». American Journal of Physics 63 (7): 653-658. Bibcode:1995AmJPh..63..653F. ISSN 0002-9505. doi:10.1119/1.17828. 
3. ↑ Nave, Carl R. (c. 2017). «The most tightly bound nuclei». hyperphysics.phy-astr.gsu.edu. HyperPhysics pages. Georgia State University. Consultado el 21 de febrero de 2019. 
4. ↑ Burbidge, E. Margaret; Burbidge, G.R.; Fowler, William A.; Hoyle, F. (1 de octubre de 1957). «Synthesis of the elements in stars». Reviews of Modern Physics 29 (4): 547-650. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547.