Jaki jest proces potrójnego alfa?

Proces potrójnego alfa jest sposobem, w którym gwiazdy łączą jądra helu w jądra węgla i tlenu, gdy wyczerpały paliwo wodorowe. Rozpoczęcie procesu potrójnego alfa wymaga trwałych temperatur ponad 100 000 000 K i wystarczającej gęstości helu. Dzieje się tak, gdy gwiazda zaczyna budować znaczne ilości helu „popiołu” w swoim rdzeniu od spalania wodoru. Hel nie ma dokąd pójść i nie wytwarza własnej energii, więc agreguje się w rdzeniu i kontraktach. Skurcz ogromnie zwiększa ciepło i ciśnienie. Przy 100 megakelinach proces potrójnego alfa, znany również jako spalanie helu, inicjuje.

Proces potrójnego alfa ma swoją nazwę, ponieważ proces jest połączeniem trzech cząstek alfa. Cząstka alfa to dwa protony i dwa neutrony związane ze sobą, co jest tym samym jak jądro helowe. Pod kolosalnym ciśnieniem na gwiezdnym rdzeniu dwa jądra helu można nakłonić do łączenia się do jądra berylu, Relw tym procesie łagodzenie promienia gamma. Jądro berylowe jest niestabilne, w odległości 2,6 × 10 ^{-16 sekundy, zapada się z powrotem do jąder helowych. Ale jeśli wystarczająca ilość jąder berylu jest stale tworzona, ostatecznie scalamy się z innym energetycznym jądrem helu i utworzy węgiel, jądra z sumą sześciu protonów i sześciu neutronów.}

Proces potrójnego alfa występuje we wszystkich od niskiej do pośredniej masy (0,6-10 mas słonecznych) pod koniec ich życia. Po czerwonym gigantycznym etapie, w którym znajduje się tradycyjne spalanie wodoru w sprężonej skorupce wokół rdzenia helu, rdzeń zapada się i zaczyna spalić hel, wprowadzając gwiazdę w asymptotyczną gałęzie gigantycznej hertzsprung-russell, który porównuje jasność gwiazdy z typem widmowym.

Prędkość reakcji potrójnej alfa jest silnie zależna od temperatury rdzenia-szybkość reakcji jest iloczyn tTemperatura do 30. mocy i kwadrat gęstości. W małych gwiazdach rdzeń helu staje się tak gęsty, że staje się formą zdegenerowanej materii, gdzie wzrost temperatury nie odpowiada wzrostowi objętości. Może to prowadzić do uciekinierki potrójnej alfa zwanej lampą błyskową, gdzie 60–80% helu w rdzeniu jest spalinowane w ciągu kilku minut. W przypadku większych gwiazd hel zaczyna łączyć się na skorupce poza rdzeniem węglowym, uniemożliwiając jej osiągnięcie degenerowanego stanu materii. W tych większych gwiazdach ostatecznie inicjuje spalanie węgla.