Réaction alpha

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En astrophysique, les réactions α sont, avec les réactions triple α, l'un des deux types de réactions de fusion nucléaire par lesquelles les étoiles convertissent l'hélium en éléments chimiques plus lourds. À la différence des réactions triple α, qui convertissent l'hélium en carbone, les réactions α convertissent le carbone en magnésium par fusions successives de trois particules α :

\mathrm{^{12}_{\ 6}C\ (\alpha,\gamma)\ {}^{16}_{\ 8}O\ (\alpha,\gamma)\ {}^{20}_{10}Ne\ (\alpha,\gamma)\ {}^{24}_{12}Mg}

Toutes ces réactions ont une cinétique très lente et ne contribuent donc que faiblement à la production de l'énergie des étoiles. Avec les éléments plus lourds que le néon, dont le numéro atomique est égal à 10, ces réactions sont rendues encore plus difficiles par la barrière coulombienne, qui devient de moins en moins franchissable.

\mathrm{_6^{12}C} + \mathrm{_2^4He}  \rightarrow \mathrm{_{8}^{16}O} + \gamma , Q = 7,16 МeV
\mathrm{_8^{16}O} + \mathrm{_2^4He}  \rightarrow \mathrm{_{10}^{20}Ne} + \gamma , Q = 4,73 МeV
\mathrm{_{10}^{20}Ne} + \mathrm{_2^4He}  \rightarrow \mathrm{_{12}^{24}Mg} + \gamma , Q = 9,32 МeV
\mathrm{_{12}^{24}Mg} + \mathrm{_2^4He}  \rightarrow \mathrm{_{14}^{28}Si} + \gamma , Q = 9,98 МeV
\mathrm{_{14}^{28}Si} + \mathrm{_2^4He}  \rightarrow \mathrm{_{16}^{32}S} + \gamma , Q = 6,95 МeV
\mathrm{_{16}^{32}S} + \mathrm{_2^4He}  \rightarrow \mathrm{_{18}^{36}Ar} + \gamma, Q = 6,64 МeV
\mathrm{_{18}^{36}Ar} + \mathrm{_2^4He}  \rightarrow \mathrm{_{20}^{40}Ca} + \gamma, Q = 7,04 МeV
\mathrm{_{20}^{40}Ca} + \mathrm{_2^4He}  \rightarrow \mathrm{_{22}^{44}Ti} + \gamma, Q = 5,13 МeV
\mathrm{_{22}^{44}Ti} + \mathrm{_2^4He}  \rightarrow \mathrm{_{24}^{48}Cr} + \gamma, Q = 7,70 МeV
\mathrm{_{24}^{48}Cr} + \mathrm{_2^4He}  \rightarrow \mathrm{_{26}^{52}Fe} + \gamma, Q = 7,94 МeV
\mathrm{_{26}^{52}Fe} + \mathrm{_2^4He}  \rightarrow \mathrm{_{28}^{56}Ni} + \gamma, Q = 8,00 МeV

L'énergie produit Q  est surtout sous forme de rayon gamma ( \gamma)

Dans le cœur des vielles grosses étoiles, les particules α nécessaires pour ces réactions α sont produites par les réactions inverses, par exemple: photodisintegration des noyaux présents dans le cœur. Le \mathrm{_{26}^{56}Ni} est l'éléments α avec le plus moins de masse par nucléons. La production des particules α avec les noyaux présents dans le cœur de l'étoile requiert plus d'énergie que la synthèse d'éléments α plus lourds que le \mathrm{_{26}^{56}Ni}.

Ex: \mathrm{_{26}^{56}Ni} + \mathrm{_2^4He}  \rightarrow \mathrm{_{28}^{60}Zn} + \gamma, Q = 2,71 МeV

Quand le cœur d'une étoile est entièrement en \mathrm{_{26}^{56}Ni}, il ne peut plus produire d'énergie par réactions α. Ce cœur s'effondre, les autre couches tombent dessus, se compriment et chauffent. Les combustibles disponibles dans ces couches réagisent. L'étoile explose en supernova.

Les éléments des réactions α, ou éléments α, sont appelés ainsi parce que leur isotope le plus abondant est constitué d'un noyau correspondant à un nombre entier de particules α : ce sont l'oxygène, le néon, le magnésium, le silicium, le soufre, l'argon, le calcium et le titane ; qui sont formés par captures α lors de la fusion du silicium des étoiles de plus de huit masses solaires précédant l'explosion en supernova de type II.

D'une manière générale, les supernovas de type II produisent les éléments α ; tandis que les supernovas de type Ia synthétisent les éléments du pic du fer : vanadium, chrome, manganèse, fer, cobalt et nickel.