氦核作用
氦核作用 （或α作用、α反应，英语：alpha process, alpha reactions））是两种核融合的类型之一，能将恒星的氦转换成重元素，另一种即是3氦过程（3α反应）[1]。当3氦反应进行时三重α工艺仅消耗氦气，并产生碳。当积累足够的碳后，以下的反应将发生，所有反应仅消耗氦气和先前反应的产物。
- , Q = 7.16 MeV
- , Q = 4.73 MeV
- , Q = 9.31 MeV
- , Q = 9.98 MeV
- , Q = 6.95 MeV
反应的过程是：
氦-4 → 铍-8 → 碳-12 → 氧-16 → 氖-20 → 镁-24 → 矽–28 → 硫–32 → 氩–36 → 钙–40 → 钛–44 → 铬–48 → 铁–52 → 镍–56
其中从氦-4开始到矽-28的反应过程叫氦聚变，从矽-28开始至镍-56的反应过程叫矽燃烧过程。所有这些反应在恒星内部发生的比率都不高，因此对于能量的贡献并不大；比氖（原子量 > 10）重的元素，由于库仑障壁的增加，因此不太容易产生。
所谓的α作用元素 （或α元素）是质量为氦核（α粒子）整数倍的同位素，它们的丰度是最高的。
α元素的原子序数≤ 28：He、Be、C、O、Ne、Mg、Si、S、Ar、Ca、Ti、Cr、Fe、Ni。它们在II型超新星的矽融合过程中经由α捕获而形成，镍-56是大质量恒星以核融合能产生的最后一种元素。
矽和钙是纯粹的α作用元素，镁可以由氢核捕获的燃烧过程中产生。至于氧，有些人认为是α作用元素，但也有人认为不是，在金属量低的第二星族星中，氧确实是α作用元素；其他的在第二型超新星中产生的α作用元素，它们增加的质量都和氦的质量有很好的关联性。有时候碳和氮也会被视为α作用元素，因为它们是经由α捕获所形成的元素。
在恒星内的α作用元素丰度通常都以对数的形式来表达：
- ,
![{\displaystyle [\alpha /Fe]=\log _{10}{\left({\frac {N_{\alpha }}{N_{Fe}}}\right)_{Star}}-\log _{10}{\left({\frac {N_{\alpha }}{N_{Fe}}}\right)_{Sun}}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/865f93ee6e6ed78f17bfa3eece289f64e7845eac)
此处和分别是每单位体积内α作用元素和铁原子的数量。理论的星系演化模型预测在宇宙的早期，相对于铁有更多的α作用元素。第二型超新星主要合成的元素是氧和α作用元素（氖、镁、矽、硫、氩、钙和钛），而Ia超新星在铁峰顶产生元素（V、Cr、Mn、Fe、Co和Ni）。
参阅
[编辑]参考资料
[编辑]- ^ Narlikar, Jayant V. From Black Clouds to Black Holes. World Scientific. 1995: 94. ISBN 978-9810220334.
