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, Q = 7,16 МeV
\mathrm{_8^{16}O} + \mathrm{_2^4He}  \rightarrow \mathrm{_{10}^{20}Ne} + \gamma + Q, Q = 4,73 МeV
\mathrm{_{10}^{20}Ne} + \mathrm{_2^4He}  \rightarrow \mathrm{_{12}^{24}Mg} + \gamma + Q, Q = 9,31 МeV
\mathrm{_{12}^{24}Mg} + \mathrm{_2^4He}  \rightarrow \mathrm{_{14}^{28}Si} + \gamma + Q, Q = 9,98 МeV
\mathrm{_{14}^{28}Si} + \mathrm{_2^4He}  \rightarrow \mathrm{_{16}^{32}S} + \gamma + Q, Q = 6,95 МeV
\mathrm{_{16}^{32}S} + \mathrm{_2^4He}  \rightarrow \mathrm{_{18}^{36}Ar} + \gamma
\mathrm{_{18}^{36}Ar} + \mathrm{_2^4He}  \rightarrow \mathrm{_{20}^{40}Ca} + \gamma
\mathrm{_{20}^{40}Ca} + \mathrm{_2^4He}  \rightarrow \mathrm{_{22}^{44}Ti} + \gamma
\mathrm{_{22}^{44}Ti} + \mathrm{_2^4He}  \rightarrow \mathrm{_{24}^{48}Cr} + \gamma
\mathrm{_{24}^{48}Cr} + \mathrm{_2^4He}  \rightarrow \mathrm{_{26}^{52}Fe} + \gamma
\mathrm{_{26}^{52}Fe} + \mathrm{_2^4He}  \rightarrow \mathrm{_{28}^{56}Ni} + \gamma

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 supernovae de type II produisent les éléments α tandis que les supernovae de type Ia synthétisent les éléments du pic du fer : vanadium, chrome, manganèse, fer, cobalt et nickel.